Która planeta praktycznie nie ma atmosfery? Ogólna charakterystyka planet ziemskich

Planety należące do grupy ziemskiej - Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Pluton - mają małe rozmiary i masy, średnia gęstość tych planet jest kilkakrotnie większa niż gęstość wody; obracają się powoli wokół swoich osi; mają niewiele satelitów (Merkury i Wenus nie mają ich wcale, Mars ma dwa, Ziemia ma jednego).

Podobieństwo planet ziemskich nie wyklucza pewnych różnic. Przykładowo Wenus w przeciwieństwie do innych planet obraca się w kierunku przeciwnym do swojego ruchu wokół Słońca i jest 243 razy wolniejsza od Ziemi. Okres obrotu Merkurego (czyli rok tej planety) wynosi tylko 1/ 3 dłuższy niż okres jego obrotu wokół osi.
Kąty nachylenia osi do płaszczyzn ich orbit dla Ziemi i Marsa są w przybliżeniu takie same, ale zupełnie inne dla Merkurego i Wenus. W rezultacie na Marsie występują te same pory roku, co na Ziemi, choć są one prawie dwukrotnie dłuższe niż na Ziemi.

Do planet ziemskich można zaliczyć odległego Plutona, najmniejszą z 9 planet. Średnia średnica Plutona wynosi około 2260 km. Średnica Charona, księżyca Plutona, jest tylko o połowę mniejsza. Dlatego możliwe jest, że układ Pluton-Charon, podobnie jak układ Ziemia-Księżyc, jest „planetą podwójną”.

Podobieństwa i różnice można znaleźć także w atmosferach planet ziemskich. W przeciwieństwie do Merkurego, który podobnie jak Księżyc jest praktycznie pozbawiony atmosfery, Wenus i Mars ją posiadają.Wenus posiada bardzo gęstą atmosferę, składającą się głównie z dwutlenku węgla i związków siarki. Wręcz przeciwnie, atmosfera Marsa jest niezwykle rzadka, a także uboga w tlen i azot. Ciśnienie na powierzchni Wenus jest prawie 100 razy większe, a na Marsie prawie 150 razy mniejsze niż na powierzchni Ziemi.

Temperatura na powierzchni Wenus jest bardzo wysoka (ok. 500°C) i cały czas utrzymuje się na niemal stałym poziomie. Wysoka temperatura powierzchni Wenus wynika z efektu cieplarnianego. Gęsta, gęsta atmosfera przepuszcza promienie słoneczne, ale blokuje promieniowanie podczerwone pochodzące z nagrzanej powierzchni.Gaz w atmosferach planet ziemskich jest w ciągłym ruchu. Często podczas kilkumiesięcznych burz piaskowych do atmosfery Marsa unoszą się ogromne ilości pyłu. Wiatry huraganowe notowano w atmosferze Wenus na wysokościach, na których znajduje się warstwa chmur (od 50 do 70 km nad powierzchnią planety), jednak w pobliżu powierzchni tej planety prędkość wiatru sięga zaledwie kilku metrów na sekundę.

Planety ziemskie, takie jak Ziemia i Księżyc, mają skaliste powierzchnie. Powierzchnia Merkurego, pełna kraterów, jest bardzo podobna do Księżyca. Jest tam mniej „morz” niż na Księżycu i są one małe. Podobnie jak na Księżycu, większość kraterów powstała w wyniku uderzeń meteorytów. Tam, gdzie jest niewiele kraterów, widzimy stosunkowo młode obszary powierzchni.

Na pierwszych panoramach foto-telewizyjnych transmitowanych z powierzchni Wenus przez stacje automatyczne serii Venus widać skalistą pustynię i wiele pojedynczych kamieni.Naziemne obserwacje radarowe odkryły na tej planecie wiele płytkich kraterów o średnicach od 30 do 700 km. Ogólnie rzecz biorąc, planeta ta okazała się najgładszą ze wszystkich planet ziemskich, chociaż ma również duże pasma górskie i rozległe wzgórza, dwukrotnie większe od ziemskiego Tybetu.

Prawie 2/3 powierzchni Ziemi zajmują oceany, natomiast na powierzchni Wenus i Merkurego nie ma wody.

Powierzchnia Marsa jest również pełna kraterów. Jest ich szczególnie dużo na południowej półkuli planety. Ciemne obszary zajmujące znaczną część powierzchni planety nazywane są morzami. Średnice niektórych mórz przekraczają 2000 km. Wzgórza przypominające kontynenty Ziemi, które są jasnymi polami o pomarańczowo-czerwonym kolorze, nazywane są kontynentami. Podobnie jak Wenus, istnieją ogromne stożki wulkaniczne. Wysokość największego z nich – Olimpu – przekracza 25 km, średnica krateru wynosi 90 km. Średnica podstawy tej gigantycznej góry w kształcie stożka wynosi ponad 500 km. O tym, że miliony lat temu na Marsie miały miejsce potężne erupcje wulkanów i przesuwały się warstwy powierzchniowe, świadczą pozostałości wylewów lawy, ogromne uskoki powierzchniowe (jeden z nich, Mariner, rozciąga się na długości 4000 km), liczne wąwozy i kaniony

Podczas silnej burzy słonecznej Ziemia traci około 100 ton atmosfery.

Fakty o pogodzie kosmicznej

Rozbłyski słoneczne mogą czasami podgrzać powierzchnię Słońca do temperatury 80 milionów F, czyli wyższej niż jądroświatło słoneczne!
Najszybszy koronalny wyrzut masy zarejestrowany został 4 sierpnia 1972 roku i podróżował ze Słońca na Ziemię w 14,6 godziny – z prędkością około 10 milionów kilometrów na godzinę, czyli 2778 km/s.
8 kwietnia 1947 roku zarejestrowano największą plamę słoneczną w najnowszej historii, której maksymalny rozmiar przekraczał 330-krotność powierzchni Ziemi.
Najpotężniejszy rozbłysk słoneczny w ciągu ostatnich 500 lat miał miejsce 2 września 1859 roku i został odkryty przez dwóch astronomów, którzy mieli szczęście spojrzeć na Słońce we właściwym czasie!
Pomiędzy 10 a 12 maja 1999 roku ciśnienie wiatru słonecznego praktycznie zniknęło, powodując, że ziemska magnetosfera rozszerzyła swoją objętość ponad 100 razy!
Typowe koronalne wyrzuty masy mogą mieć rozmiary milionów kilometrów, ale masa jest równa małej górze!
Niektóre plamy słoneczne są tak chłodne, że para wodna może tworzyć się w temperaturze 1550 C.
Najpotężniejsze zorze mogą generować ponad 1 bilion watów, co jest porównywalne ze średnim trzęsieniem ziemi.
13 marca 1989 roku w Quebecu (Kanada) w wyniku potężnej burzy geomagnetycznej doszło do poważnej awarii zasilania, która spowodowała 6-godzinną przerwę w dostawie prądu. Szkody dla gospodarki Kanady wyniosły 6 miliardów dolarów
Podczas intensywnych rozbłysków słonecznych astronauci mogą zobaczyć jasne, migające smugi światła powstałe w wyniku uderzenia cząstek o wysokiej energii w gałki oczne.
Największym wyzwaniem dla astronautów podróżujących na Marsa będzie radzenie sobie z burzami słonecznymi i promieniowaniem.
Prognozowanie pogody kosmicznej kosztuje zaledwie 5 milionów dolarów rocznie, ale pozwala zaoszczędzić ponad 500 miliardów dolarów w rocznych dochodach z branży satelitarnej i elektrycznej.
Podczas ostatniego cyklu słonecznego technologia satelitarna o wartości 2 miliardów dolarów została uszkodzona lub zniszczona.
Powtórzenie wydarzenia z Carrington, takiego jak to z 1859 r., może kosztować 30 miliardów dolarów dziennie dla amerykańskiej sieci energetycznej i do 70 miliardów dolarów dla przemysłu satelitarnego.
4 sierpnia 1972 roku rozbłysk na Słońcu był tak silny, że według niektórych szacunków astronauta podczas lotu otrzymałby śmiertelną dawkę promieniowania.
Podczas Minimum Maundera (1645-1715), któremu towarzyszył początek małej epoki lodowcowej, nie wykryto 11-letniego cyklu plam słonecznych.
W ciągu jednej sekundy słońce przekształca 4 miliony ton materii w czystą energię.
Jądro Słońca jest prawie tak gęste jak ołów i ma temperaturę 15 milionów stopni C.
Podczas silnej burzy słonecznej Ziemia traci około 100 ton atmosfery.
Zabawki magnetyczne wykonane z metali ziem rzadkich mogą mieć pole magnetyczne 5 razy silniejsze niż pole magnetyczne plam słonecznych.

Jedną z uderzających cech Układu Słonecznego jest różnorodność atmosfer planetarnych. Ziemia i Wenus są podobne pod względem wielkości i masy, ale powierzchnia Wenus ma temperaturę 460°C pod oceanem dwutlenku węgla, który naciska na powierzchnię niczym kilometrowa warstwa wody. Callisto i Tytan to duże satelity odpowiednio Jowisza i Saturna; są prawie tej samej wielkości, ale Tytan ma rozległą atmosferę azotową, znacznie większą niż ziemska, a Kallisto jest praktycznie pozbawiona atmosfery.

Skąd biorą się takie skrajności? Gdybyśmy o tym wiedzieli, moglibyśmy wyjaśnić, dlaczego Ziemia jest pełna życia, podczas gdy inne planety w jej pobliżu wydają się pozbawione życia. Rozumiejąc ewolucję atmosfer, moglibyśmy określić, które planety poza Układem Słonecznym mogą nadawać się do zamieszkania.

Planeta pozyskuje osłonę gazową na różne sposoby. Może wypluwać parę ze swoich głębin, może wychwytywać lotne substancje z komet i asteroid po zderzeniu z nimi, a jego grawitacja może przyciągać gazy z przestrzeni międzyplanetarnej. Ponadto planetolodzy dochodzą do wniosku, że utrata gazu odgrywa równie ważną rolę, jak jego pozyskanie. Nawet ziemska atmosfera, która wygląda na niewzruszoną, stopniowo wypływa w przestrzeń kosmiczną. Szybkość wycieku jest obecnie bardzo mała: około 3 kg wodoru i 50 g helu (dwa najlżejsze gazy) na sekundę; ale nawet taka strużka może stać się znacząca w okresie geologicznym, a tempo strat mogło kiedyś być znacznie wyższe. Jak napisał Benjamin Franklin: „Mały wyciek może zatopić duży statek”. Obecne atmosfery planet ziemskich i satelitów planet-olbrzymów przypominają ruiny średniowiecznych zamków – są to pozostałości dawnego luksusu, który padł ofiarą rabunków i zniszczenia. Atmosfery jeszcze mniejszych ciał są jak zrujnowane forty – bezbronne i łatwo podatne na ataki.

Uznając znaczenie wycieków atmosferycznych, zmieniamy nasze rozumienie przyszłości Układu Słonecznego. Przez dziesięciolecia naukowcy próbowali zrozumieć, dlaczego Mars ma tak cienką atmosferę, ale teraz jesteśmy zaskoczeni, że w ogóle ma ona jakąkolwiek atmosferę. Czy różnica pomiędzy Tytanem a Callisto wynika z faktu, że Callisto straciło atmosferę zanim na Tytanie pojawiło się powietrze? Czy atmosfera Tytana była kiedyś gęstsza niż obecnie? W jaki sposób Wenus zatrzymała azot i dwutlenek węgla, ale straciła całą wodę? Czy wyciek wodoru przyczynił się do powstania życia na Ziemi? Czy nasza planeta zamieni się kiedyś w drugą Wenus?

Kiedy robi się gorąco

Jeśli rakieta osiągnęła prędkość ucieczki, to porusza się tak szybko, że jest w stanie pokonać grawitację planety. To samo można powiedzieć o atomach i cząsteczkach, chociaż zwykle osiągają one prędkość ucieczki, nie mając określonego celu. Podczas odparowania termicznego gazy stają się tak gorące, że nie można ich zatrzymać. W procesach nietermicznych atomy i cząsteczki są wyrzucane w wyniku reakcji chemicznych lub interakcji naładowanych cząstek. Wreszcie, podczas zderzenia z asteroidami i kometami, całe kawałki atmosfery zostają oderwane.

Najbardziej powszechnym procesem z tych trzech jest odparowanie termiczne. Wszystkie ciała w Układzie Słonecznym są ogrzewane przez światło słoneczne. Pozbywają się tego ciepła na dwa sposoby: emitując promieniowanie podczerwone oraz odparowując substancję. W obiektach długowiecznych, takich jak Ziemia, dominuje proces pierwszy, a np. w kometach dominuje proces drugi. Jeśli równowaga między ogrzewaniem a chłodzeniem zostanie zachwiana, nawet duże ciało wielkości Ziemi może się dość szybko nagrzać, a jednocześnie jego atmosfera, która zwykle zawiera niewielki ułamek masy planety, może dość szybko wyparować. Nasz Układ Słoneczny jest wypełniony ciałami pozbawionymi powietrza, najwyraźniej głównie z powodu parowania termicznego. Ciało staje się pozbawione powietrza, jeśli ogrzewanie słoneczne przekracza pewien próg, zależny od siły grawitacji ciała.
Odparowanie termiczne zachodzi na dwa sposoby. Pierwsza nazywa się parowaniem Jeansa na cześć angielskiego astrofizyka Jamesa Jeansa, który opisał to zjawisko na początku XX wieku. W tym przypadku powietrze z górnej warstwy atmosfery dosłownie odparowuje atom po atomie, cząsteczka po cząsteczce. W niższych warstwach wzajemne zderzenia utrzymują cząstki razem, ale powyżej poziomu zwanego egzobazą (na wysokości Ziemi 500 km nad powierzchnią) powietrze jest tak rozrzedzone, że cząstki gazu prawie nigdy się nie zderzają. Nad egzobazą nic nie jest w stanie zatrzymać atomu lub cząsteczki, która ma prędkość wystarczającą do lotu w przestrzeń kosmiczną.

Wodór, jako najlżejszy gaz, łatwiej niż inne pokonuje grawitację planety. Najpierw jednak musi dostać się do egzobazy, a na Ziemi jest to długi proces. Cząsteczki zawierające wodór zwykle nie unoszą się ponad niższe warstwy atmosfery: para wodna (H2O) skrapla się i opada w postaci deszczu, a metan (CH4) utlenia się i zamienia w dwutlenek węgla (CO2). Niektóre cząsteczki wody i metanu docierają do stratosfery i rozkładają się, uwalniając wodór, który powoli dyfunduje w górę, aż dotrze do egzobazy. Część wodoru ucieka, o czym świadczą zdjęcia w ultrafiolecie przedstawiające halo atomów wodoru wokół naszej planety.

Temperatura na wysokości egzobazy Ziemi oscyluje wokół 1000 K, co odpowiada średniej prędkości atomów wodoru wynoszącej około 5 km/s. To mniej niż druga prędkość ucieczki Ziemi na tej wysokości (10,8 km/s); ale prędkości atomów wokół średniej są szeroko rozłożone, więc niektóre atomy wodoru mają szansę pokonać grawitację planety. Wyciek cząstek z szybkiego „ogona” w rozkładzie prędkości wyjaśnia od 10 do 40% utraty wodoru przez Ziemię. Parowanie dżinsów częściowo wyjaśnia brak atmosfery na Księżycu: gazy wydobywające się spod powierzchni Księżyca łatwo wyparowują w przestrzeń kosmiczną.

Druga droga odparowania termicznego jest bardziej efektywna. Podczas gdy podczas parowania Jeansa gaz ucieka cząsteczka po cząsteczce, ogrzany gaz może uciec całkowicie. Górne warstwy atmosfery mogą pochłaniać promieniowanie ultrafioletowe ze Słońca, nagrzewać się i rozszerzając się, wypychać powietrze do góry. W miarę unoszenia się powietrze przyspiesza, pokonuje prędkość dźwięku i osiąga prędkość ucieczki. Ta forma parowania termicznego nazywana jest wypływem hydrodynamicznym, czyli wiatrem planetarnym (przez analogię do wiatru słonecznego - strumienia naładowanych cząstek wyrzucanych przez Słońce w przestrzeń kosmiczną).

Podstawowe postanowienia

Wiele gazów tworzących atmosferę Ziemi i innych planet powoli wypływa w przestrzeń kosmiczną. Gorące gazy, szczególnie lekkie, parują, w wyniku reakcji chemicznych i zderzeń cząstek wyrzucane są atomy i cząsteczki, a komety i asteroidy czasami odrywają duże fragmenty atmosfery.
Wyciek wyjaśnia wiele tajemnic Układu Słonecznego. Na przykład Mars jest czerwony, ponieważ jego para wodna rozdzieliła się na wodór i tlen; wodór poleciał w kosmos, a tlen utlenił (pokrył rdzą) glebę. Podobny proces na Wenus doprowadził do pojawienia się gęstej atmosfery dwutlenku węgla. Co zaskakujące, potężna atmosfera Wenus powstała w wyniku wycieku gazu.

Davida Catlinga i Kevina Zahnle
Magazyn „W Świecie Nauki”

Ziemia traci atmosferę! Czy grozi nam głód tlenu?

Naukowcy byli zaskoczeni niedawnym odkryciem: okazało się, że nasza planeta traci atmosferę szybciej niż Wenus i Mars, ponieważ ma znacznie większe i silniejsze pole magnetyczne.

Może to oznaczać, że ziemskie pole magnetyczne nie jest tak dobrą tarczą ochronną, jak wcześniej sądzono. Naukowcy byli pewni, że to dzięki działaniu ziemskiego pola magnetycznego atmosfera jest dobrze chroniona przed szkodliwym działaniem Słońca. Okazało się jednak, że ziemska magnetosfera przyczynia się do rozrzedzania ziemskiej atmosfery z powodu przyspieszonej utraty tlenu.

Zdaniem Christophera Russella, profesora geofizyki i specjalisty fizyki kosmicznej na Uniwersytecie Kalifornijskim, naukowcy są przyzwyczajeni do wiary, że ludzkość ma ogromne szczęście, że zamieszkuje na ziemi: niezwykłe pole magnetyczne Ziemi, jak mówią, doskonale nas chroni od „ataków” słonecznych - promieni kosmicznych, rozbłysków słonecznych Słońce i wiatr słoneczny. Teraz okazuje się, że ziemskie pole magnetyczne jest nie tylko obrońcą, ale także wrogiem.

Do tego wniosku doszła grupa specjalistów pod przewodnictwem Russella podczas wspólnej pracy na Konferencji Planetologii Porównawczej.

DZIAŁAJĄCE PLANETY PAROWEJ: WGLĄD W ATMOSFERĘ

Po raz pierwszy udało się zaobserwować procesy zachodzące w atmosferze planety daleko poza granicami Układu Słonecznego.

Najwyraźniej procesy te są spowodowane jasnym rozbłyskiem na gwieździe macierzystej planety – jednak przede wszystkim.

Exoplanet HD 189733b to gazowy olbrzym podobny do Jowisza, chociaż jest o około 14% większy i nieco cięższy. Planeta okrąża gwiazdę HD 189733 w odległości około 4,8 miliona km (63 lata świetlne od nas), czyli około 30 razy bliżej Słońca niż Ziemia. Pełny obrót wokół swojej gwiazdy macierzystej wykonuje w ciągu 2,2 ziemskich dni, temperatura na jej powierzchni sięga ponad 1000°C. Sama gwiazda jest typu słonecznego, ma około 80% wielkości i masy Słońca.

Od czasu do czasu między gwiazdą a nami przechodzi HD 189733b, co umożliwiło poprzez zmianę jasności gwiazdy nie tylko wykrycie obecności planety, ale także pokazanie obecności jej atmosfery, a w atmosferze - para wodna (czytaj: „Jest woda”). Odkryto również, że stale traci wodór, w rzeczywistości będąc planetą „parującą”. To „parowanie” okazało się dość skomplikowaną historią.

Wiosną 2010 roku Kosmiczny Teleskop Hubble’a zaobserwował jeden z tranzytów – przejście planety pomiędzy swoją gwiazdą a nami – który nie wykrył żadnych śladów atmosfery ani jej parowania. Natomiast jesienią 2011 roku, obserwując tranzyt tego samego HD 189733b, wręcz przeciwnie, dostarczył bardzo wymownych dowodów na jedno i drugie, rejestrując cały gazowy „ogon” opuszczający planetę: obliczona na tej podstawie szybkość „parowania” wyniosła nie mniej niż 1 tysiąc ton substancji na sekundę. Ponadto przepływ rozwijał się w milionach kilometrów na godzinę.

Aby to zrozumieć, do obudowy podłączono teleskop rentgenowski Swift. To ich wspólna praca umożliwiła po raz pierwszy zarejestrowanie interakcji między odległą gwiazdą a jej planetą. Swift zaobserwował ten sam tranzyt we wrześniu 2011 roku, a około osiem godzin przed rozpoczęciem prac Hubble wykrył potężny rozbłysk na powierzchni gwiazdy HD 189733. W zakresie rentgenowskim promieniowanie gwiazdy wzrosło 3,6 razy.

Wnioski naukowców są logiczne: znajdująca się bardzo blisko gwiazdy planeta gazowa otrzymała w wyniku rozbłysku solidny cios – w zakresie rentgenowskim była dziesiątki tysięcy razy silniejsza od wszystkiego, co Ziemia otrzymuje nawet podczas najpotężniejszych rozbłysków (klasy X) na Słońcu. A jeśli weźmie się pod uwagę ogromny rozmiar HD 189733b, okazuje się, że planeta została wystawiona na działanie milionów razy większej liczby promieni rentgenowskich, niż jest to możliwe w przypadku rozbłysku klasy X na Słońcu. To właśnie ta ekspozycja doprowadziła do jej szybkiej utraty substancji.

Atmosfera HD 189733b wyparowująca pod wpływem pobliskiej gwiazdy: spojrzenie artysty

Tak wyglądała HD 189733b 14 września 2011 roku przez obiektyw sondy Swift (połączone zdjęcie w zakresie widzialnym i rentgenowskim)

Ten sam obraz, ale tylko w promieniach rentgenowskich

Podczas silnej burzy słonecznej Ziemia traci około 100 ton atmosfery.

Fakty o pogodzie kosmicznej

Rozbłyski słoneczne mogą czasami nagrzać powierzchnię Słońca do temperatury 80 milionów F, czyli wyższej niż jądro Słońca!

Najszybszy koronalny wyrzut masy zarejestrowany został 4 sierpnia 1972 roku i podróżował ze Słońca na Ziemię w 14,6 godziny – z prędkością około 10 milionów kilometrów na godzinę, czyli 2778 km/s.

8 kwietnia 1947 roku zarejestrowano największą plamę słoneczną w najnowszej historii, której maksymalny rozmiar przekraczał 330-krotność powierzchni Ziemi.

Najpotężniejszy rozbłysk słoneczny w ciągu ostatnich 500 lat miał miejsce 2 września 1859 roku i został odkryty przez dwóch astronomów, którzy mieli szczęście spojrzeć na Słońce we właściwym czasie!

Pomiędzy 10 a 12 maja 1999 roku ciśnienie wiatru słonecznego praktycznie zniknęło, powodując, że ziemska magnetosfera rozszerzyła swoją objętość ponad 100 razy!

Typowe koronalne wyrzuty masy mogą mieć rozmiary milionów kilometrów, ale masa jest równa małej górze!

Niektóre plamy słoneczne są tak chłodne, że para wodna może tworzyć się w temperaturze 1550 C.

Najpotężniejsze zorze mogą generować ponad 1 bilion watów, co jest porównywalne ze średnim trzęsieniem ziemi.

13 marca 1989 roku w Quebecu (Kanada) w wyniku potężnej burzy geomagnetycznej doszło do poważnej awarii zasilania, która spowodowała 6-godzinną przerwę w dostawie prądu. Szkody dla gospodarki Kanady wyniosły 6 miliardów dolarów

Podczas intensywnych rozbłysków słonecznych astronauci mogą zobaczyć jasne, migające smugi światła powstałe w wyniku uderzenia cząstek o wysokiej energii w gałki oczne.

Największym wyzwaniem dla astronautów podróżujących na Marsa będzie radzenie sobie z burzami słonecznymi i promieniowaniem.

Prognozowanie pogody kosmicznej kosztuje zaledwie 5 milionów dolarów rocznie, ale pozwala zaoszczędzić ponad 500 miliardów dolarów w rocznych dochodach z branży satelitarnej i elektrycznej.

Podczas ostatniego cyklu słonecznego technologia satelitarna o wartości 2 miliardów dolarów została uszkodzona lub zniszczona.

Powtórzenie wydarzenia z Carrington, takiego jak to z 1859 r., może kosztować 30 miliardów dolarów dziennie dla amerykańskiej sieci energetycznej i do 70 miliardów dolarów dla przemysłu satelitarnego.

4 sierpnia 1972 roku rozbłysk na Słońcu był tak silny, że według niektórych szacunków astronauta podczas lotu otrzymałby śmiertelną dawkę promieniowania.

Podczas Minimum Maundera (1645-1715), któremu towarzyszył początek małej epoki lodowcowej, nie wykryto 11-letniego cyklu plam słonecznych.

W ciągu jednej sekundy słońce przekształca 4 miliony ton materii w czystą energię.

Jądro Słońca jest prawie tak gęste jak ołów i ma temperaturę 15 milionów stopni C.

Podczas silnej burzy słonecznej Ziemia traci około 100 ton atmosfery.

Zabawki magnetyczne wykonane z metali ziem rzadkich mogą mieć pole magnetyczne 5 razy silniejsze niż pole magnetyczne plam słonecznych.

Callisto i Tytan to duże satelity odpowiednio Jowisza i Saturna; są prawie tej samej wielkości, ale Tytan posiada rozległą atmosferę azotową , znacznie większa od Ziemi, a Kalisto jest praktycznie pozbawiona atmosfery.

Nawet ziemska atmosfera, która wygląda na niewzruszoną, stopniowo wypływa w przestrzeń kosmiczną.

Szybkość wycieku jest obecnie bardzo mała: około 3 kg wodoru i 50 g helu (dwa najlżejsze gazy) na sekundę; ale nawet taka strużka może stać się znacząca w okresie geologicznym, a tempo strat mogło kiedyś być znacznie wyższe. Jak napisał Benjamin Franklin: „Mały wyciek może zatopić duży statek”.
Aktualne atmosfery planet ziemskich i satelitów planet-olbrzymów przypomina ruiny średniowiecznych zamków - to pozostałości dawnego luksusu, które padły ofiarą rabunku i zniszczenia .
Atmosfery jeszcze mniejszych ciał są jak zrujnowane forty – bezbronne i łatwo podatne na ataki.

Uznając znaczenie wycieków atmosferycznych, zmieniamy nasze rozumienie przyszłości Układu Słonecznego.
Przez dziesięciolecia naukowcy próbowali zrozumieć, dlaczego Mars jest tak cienki.
atmosferę, ale teraz jesteśmy zaskoczeni, że w ogóle ją zachował
jakiś klimat.
Czy różnica pomiędzy Tytanem a Callisto wynika z faktu, że Callisto straciło atmosferę zanim na Tytanie pojawiło się powietrze? Czy atmosfera Tytana była kiedyś gęstsza niż obecnie? W jaki sposób Wenus zatrzymała azot i dwutlenek węgla, ale straciła całą wodę?
Czy wyciek wodoru przyczynił się do powstania życia na Ziemi? Czy nasza planeta zamieni się kiedyś w drugą Wenus?

Kiedy robi się gorąco

Jeśli
Rakieta osiągnęła drugą prędkość ucieczki, po czym porusza się tak szybko, że jest w stanie pokonać grawitację planety. To samo można powiedzieć o atomach i cząsteczkach, chociaż zwykle osiągają one prędkość ucieczki, nie mając określonego celu.
Podczas odparowania termicznego gazy stają się tak gorące, że nie można ich zatrzymać.
W procesach nietermicznych atomy i cząsteczki są wyrzucane w wyniku reakcji chemicznych lub interakcji naładowanych cząstek. Wreszcie, podczas zderzenia z asteroidami i kometami, całe kawałki atmosfery zostają oderwane.

Najbardziej powszechnym procesem z tych trzech jest odparowanie termiczne. Wszystkie ciała w Układzie Słonecznym są ogrzewane przez światło słoneczne. Pozbywają się tego ciepła na dwa sposoby: emitując promieniowanie podczerwone oraz odparowując substancję. W obiektach długowiecznych, takich jak Ziemia, dominuje proces pierwszy, a np. w kometach dominuje proces drugi. Jeśli równowaga między ogrzewaniem a chłodzeniem zostanie zachwiana, nawet duże ciało wielkości Ziemi może się dość szybko nagrzać, a jednocześnie jego atmosfera, która zwykle zawiera niewielki ułamek masy planety, może dość szybko wyparować.
Nasz Układ Słoneczny jest wypełniony ciałami pozbawionymi powietrza, najwyraźniej głównie z powodu parowania termicznego. Ciało staje się pozbawione powietrza, jeśli ogrzewanie słoneczne przekracza pewien próg, zależny od siły grawitacji ciała.
Odparowanie termiczne zachodzi na dwa sposoby.
Pierwsza nazywa się parowaniem Jeansa na cześć angielskiego astrofizyka Jamesa Jeansa, który opisał to zjawisko na początku XX wieku.
W tym przypadku powietrze z górnej warstwy atmosfery dosłownie odparowuje atom po atomie, cząsteczka po cząsteczce. W niższych warstwach wzajemne zderzenia utrzymują cząstki razem, ale powyżej poziomu zwanego egzobazą (na wysokości Ziemi 500 km nad powierzchnią) powietrze jest tak rozrzedzone, że cząstki gazu prawie nigdy się nie zderzają. Nad egzobazą nic nie jest w stanie zatrzymać atomu lub cząsteczki, która ma prędkość wystarczającą do lotu w przestrzeń kosmiczną.

Wodór, jako najlżejszy gaz, łatwiej niż inne pokonuje grawitację planety. Najpierw jednak musi dostać się do egzobazy, a na Ziemi jest to długi proces.
Cząsteczki zawierające wodór zwykle nie unoszą się ponad niższe warstwy atmosfery: para wodna (H2O) skrapla się i opada w postaci deszczu, a metan (CH4) utlenia się i zamienia w dwutlenek węgla (CO2). Niektóre cząsteczki wody i metanu docierają do stratosfery i rozkładają się, uwalniając wodór, który powoli dyfunduje w górę, aż dotrze do egzobazy. Część wodoru ucieka, o czym świadczą zdjęcia w ultrafiolecie przedstawiające halo atomów wodoru wokół naszej planety.

Temperatura na wysokości egzobazy Ziemi oscyluje wokół 1000 K, co odpowiada średniej prędkości atomów wodoru wynoszącej około 5 km/s.
To mniej niż druga prędkość ucieczki Ziemi na tej wysokości (10,8 km/s); ale prędkości atomów wokół średniej są szeroko rozłożone, więc niektóre atomy wodoru mają szansę pokonać grawitację planety. Wyciek cząstek z szybkiego „ogona” w rozkładzie prędkości wyjaśnia od 10 do 40% utraty wodoru przez Ziemię. Parowanie dżinsów częściowo wyjaśnia brak atmosfery na Księżycu: gazy wydobywające się spod powierzchni Księżyca łatwo wyparowują w przestrzeń kosmiczną.

Druga droga odparowania termicznego jest bardziej efektywna. Podczas gdy podczas parowania Jeansa gaz ucieka cząsteczka po cząsteczce, ogrzany gaz może uciec całkowicie. Górne warstwy atmosfery mogą pochłaniać promieniowanie ultrafioletowe ze Słońca, nagrzewać się i rozszerzając się, wypychać powietrze do góry.
W miarę unoszenia się powietrze przyspiesza, pokonuje prędkość dźwięku i osiąga prędkość ucieczki. Ta forma parowania termicznego nazywa się
wypływ hydrodynamiczny, czyli wiatr planetarny (analogicznie do wiatru słonecznego - strumień naładowanych cząstek wyrzucanych przez Słońce w przestrzeń kosmiczną).

Podstawowe postanowienia

Wiele
Gazy tworzące atmosferę Ziemi i innych planet powoli wypływają w przestrzeń kosmiczną. Gorące gazy, szczególnie lekkie, parują, chemicznie
reakcje i zderzenia cząstek prowadzą do wyrzucenia atomów i cząsteczek, oraz
komety i asteroidy czasami wyrywają duże fragmenty atmosfery.
Wyciek wyjaśnia wiele tajemnic Układu Słonecznego. Na przykład Mars jest czerwony, ponieważ jego para wodna rozdzieliła się na wodór i tlen; wodór poleciał w kosmos, a tlen utlenił (pokrył rdzą) glebę.
Podobny proces na Wenus doprowadził do pojawienia się gęstej atmosfery
dwutlenek węgla. Co zaskakujące, potężna atmosfera Wenus powstała w wyniku wycieku gazu.

Davida Catlinga i Kevina Zahnle
Magazyn „W Świecie Nauki”

Ziemia traci atmosferę! Czy grozi nam głód tlenu?

Naukowcy byli zaskoczeni niedawnym odkryciem: okazało się, że nasza planeta traci atmosferę szybciej niż Wenus i Mars, ponieważ ma znacznie większe i silniejsze pole magnetyczne.

Do tego wniosku doszła grupa specjalistów pod przewodnictwem Russella podczas wspólnej pracy na Konferencji Planetologii Porównawczej.

Na pytanie: Które planety Układu Słonecznego POSIADAJĄ atmosferę? Jaki jest jego skład? podane przez autora . najlepsza odpowiedź brzmi Słońce, osiem z dziewięciu planet (z wyjątkiem Merkurego) i trzy z sześćdziesięciu trzech satelitów mają atmosferę. Każda atmosfera ma swój własny, specjalny skład chemiczny i typ zachowania zwany „pogodą”. Atmosfery dzieli się na dwie grupy: dla planet ziemskich gęsta powierzchnia kontynentów lub oceanów determinuje warunki na dolnej granicy atmosfery, natomiast dla gazowych olbrzymów atmosfera jest prawie bez dna.
O planetach osobno:
1. Merkury praktycznie nie ma atmosfery, a jedynie niezwykle rozrzedzoną powłokę helową o gęstości atmosfery ziemskiej na wysokości 200 km. Hel powstaje prawdopodobnie podczas rozpadu pierwiastków promieniotwórczych w wnętrznościach planety. Rtęć ma słabą siłę magnetyczną w terenie i bez satelitów.
2. Atmosfera Wenus składa się głównie z dwutlenku węgla (CO2), a także niewielkiej ilości azotu (N2) i pary wodnej (H2O).Kwas solny (HCl) i kwas fluorowodorowy (HF) stwierdzono w postaci drobne zanieczyszczenia.Ciśnienie na powierzchni wynosi 90 bar (jak w morzach lądowych na głębokości 900 m.) Temperatura na całej powierzchni w dzień i w nocy wynosi około 750 K. Przyczyną tak wysokiej temperatury na powierzchni Wenus jest zjawiskiem, które nie do końca nazywa się „efektem cieplarnianym”: promienie słoneczne stosunkowo łatwo przechodzą przez chmury jej atmosfery i ogrzewają powierzchnię planety, ale termiczne promieniowanie podczerwone samej powierzchni wychodzi przez atmosferę z powrotem do przestrzeń z wielkim trudem.
3. Rozrzedzona atmosfera Marsa składa się z 95% dwutlenku węgla i 3% azotu, w niewielkich ilościach występuje para wodna, tlen i argon. Średnie ciśnienie na powierzchni wynosi 6 mbar (tj. 0,6% ziemskiego).Przy tak niskim ciśnieniu nie może być wody w stanie ciekłym.Średnia dzienna temperatura wynosi 240 K, a maksymalna latem na równiku sięga 290 K. Dzienna temperatura wahania wynoszą około 100 K. Zatem klimat Marsa przypomina zimną, odwodnioną pustynię znajdującą się na dużych wysokościach.
4. W teleskopie na Jowiszu widoczne są równoległe do równika pasma chmur, w których strefy jasne przeplatają się z czerwonawymi pasami. Prawdopodobnie strefy jasne to obszary prądów wstępujących, gdzie widoczne są wierzchołki chmur amoniaku, związane są z nimi czerwonawe pasy z prądami opadającymi, których jasną barwę określa wodorosiarczan amonu, a także związki czerwonego fosforu, siarki i polimerów organicznych.Oprócz wodoru i helu, CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2 , PH3 i GeH4 wykryto spektroskopowo w atmosferze Jowisza.
5. W teleskopie dysk Saturna nie wygląda tak imponująco jak Jowisz: ma brązowo-pomarańczową barwę oraz słabo zaznaczone pasy i strefy.Powodem jest to, że górne obszary jego atmosfery są wypełnione rozpraszającym światło amoniakiem (NH3). mgła Saturn jest dalej od Słońca, dlatego temperatura jego górnych warstw atmosfery (90 K) jest o 35 K niższa niż Jowisza, a amoniak jest w stanie skondensowanym.Wraz z głębokością temperatura atmosfery wzrasta o 1,2 K /km, więc struktura chmur przypomina Jowisza: pod warstwą chmur wodorosiarczanu amonu znajduje się warstwa chmur wodnych. Oprócz wodoru i helu, w atmosferze Saturna spektroskopowo wykryto CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 i PH3.
6. Atmosfera Urana zawiera głównie wodór, 12–15% helu i kilka innych gazów.Temperatura atmosfery wynosi około 50 K, choć w górnych warstwach rozrzedzonych wzrasta do 750 K w dzień i 100 K w nocy .
7. W atmosferze Neptuna odkryto Wielką Ciemną Plamę i złożony system przepływów wirowych.
8. Pluton ma bardzo wydłużoną i nachyloną orbitę, w peryhelium zbliża się do Słońca na 29,6 AU i oddala się na aphelium na 49,3 AU. W 1989 roku Pluton przeszedł przez peryhelium; w latach 1979–1999 znajdował się bliżej Słońca niż Neptun. Jednak ze względu na duże nachylenie orbity Plutona jego droga nigdy nie przecina się z Neptunem.Średnia temperatura powierzchni Plutona wynosi 50 K, zmienia się on z aphelium do peryhelium o 15 K, co jest bardzo zauważalne przy tak niskich temperaturach.W szczególności, prowadzi to do pojawienia się atmosfery rozrzedzonego metanu w okresie, gdy planeta przechodzi przez peryhelium, ale jej ciśnienie jest 100 000 razy mniejsze niż ciśnienie atmosfery ziemskiej. Pluton nie może długo utrzymać atmosfery - w końcu jest mniejszy niż Księżyc.
Źródło: Nie pisałem o Ziemi!))) Ziemi nie widać przez teleskop!!))

Odpowiedź od Jegor Wiedrow[Nowicjusz]
jest na ziemi

Odpowiedź od Irina Serikova MADOOU nr 21 Iwuszka[aktywny]
Pluton nie jest już planetą

Odpowiedź od Belyaev V.N.[guru]
Na Wenus. Jest dużo dwutlenku węgla. Na Saturnie też. Jest tam mnóstwo metanu. Nie pamiętam Plutona.

Odpowiedź od Kierowca[guru]
Skład jest złożony, ale powietrze jest tylko na Ziemi.

Odpowiedź od Dyrektor Orbity Ziemi[guru]
Rtęć słaba atm.
Wenus jest bardzo potężna i gęsta
Mars słaby
Ganimedes, Callisto, Io Europa również mają atmosferę.

Odpowiedź od Lek[guru]
Stargazer, trzeba też mądrze kopiować-wkleić i wskazać źródło...)))
Chociaż wydaje się, że pytanie było skierowane specjalnie do Ciebie… cóż, ode mnie nie będzie lepiej.
Merkury praktycznie nie ma atmosfery - jedynie niezwykle rozrzedzoną powłokę helową o gęstości atmosfery ziemskiej na wysokości 200 km. Hel powstaje prawdopodobnie podczas rozpadu pierwiastków promieniotwórczych w jelitach planety. Ponadto składa się z atomów wychwytywanych przez wiatr słoneczny lub wybijanych z powierzchni przez wiatr słoneczny – sodu, tlenu, potasu, argonu, wodoru.
Atmosfera Wenus składa się głównie z dwutlenku węgla (CO2), z niewielkimi ilościami azotu (N2) i pary wodnej (H2O). Jako drobne zanieczyszczenia stwierdzono kwas solny (HCl) i kwas fluorowodorowy (HF). Ciśnienie na powierzchni wynosi 90 barów (jak w morzach na Ziemi na głębokości 900 m). Chmury Wenus składają się z mikroskopijnych kropelek stężonego kwasu siarkowego (H2SO4).
Cienka atmosfera Marsa składa się z 95% dwutlenku węgla i 3% azotu. W niewielkich ilościach występuje para wodna, tlen i argon. Średnie ciśnienie na powierzchni wynosi 6 mbar (tj. 0,6% ciśnienia na Ziemi).
Niska średnia gęstość Jowisza (1,3 g/cm3) wskazuje na skład zbliżony do Słońca: głównie wodór i hel.
Teleskop na Jowiszu ukazuje pasma chmur równoległe do równika; jasne w nich strefy przeplatają się z czerwonawymi pasami. Jest prawdopodobne, że jasne obszary to obszary prądów wstępujących, gdzie widoczne są wierzchołki chmur amoniaku; czerwonawe pasy kojarzą się z prądami skierowanymi w dół, których jasny kolor zależy od wodorosiarczanu amonu, a także związków czerwonego fosforu, siarki i polimerów organicznych. Oprócz wodoru i helu, w atmosferze Jowisza spektroskopowo wykryto CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 i GeH4. Na głębokości 60 km powinna pojawić się warstwa chmur wodnych.
Jego księżyc Io ma niezwykle cienką atmosferę złożoną z dwutlenku siarki (pochodzenia wulkanicznego) SO2.
Atmosfera tlenowa Europy jest tak rzadka, że ciśnienie powierzchniowe stanowi sto miliardów ciśnienia na Ziemi.
Saturn jest również planetą wodorowo-helową, ale względna zawartość helu w Saturnie jest mniejsza niż w Jowiszu; niższa jest jego średnia gęstość. Górne obszary jego atmosfery wypełnione są rozpraszającą światło mgłą amoniaku (NH3). Oprócz wodoru i helu, w atmosferze Saturna spektroskopowo wykryto CH4, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 i PH3.
Tytan, drugi co do wielkości księżyc Układu Słonecznego, jest wyjątkowy, ponieważ posiada trwałą, potężną atmosferę składającą się głównie z azotu i niewielkiej ilości metanu.
Atmosfera Urana zawiera głównie wodór, 12–15% helu i kilka innych gazów.
Widmo Neptuna jest również zdominowane przez pasma metanu i wodoru.
Pluton już dawno nie był planetą...
I jako bonus:

Odpowiedź od Ljubow Kasperowicz (Maszkowa)[aktywny]
Nie ma drugiego takiego miejsca na Ziemi.

Odpowiedź od Ksenia Stepanova[Nowicjusz]
Atmosfera Merkurego jest tak rzadka, że można powiedzieć, że praktycznie nie istnieje. Powłoka powietrzna Wenus składa się z dwutlenku węgla (96%) i azotu (około 4%), jest bardzo gęsta - ciśnienie atmosferyczne na powierzchni planety jest prawie 100 razy większe niż na Ziemi. Atmosfera marsjańska również składa się głównie z dwutlenku węgla (95%) i azotu (2,7%), ale jej gęstość jest około 300 razy mniejsza niż ziemska, a ciśnienie prawie 100 razy mniejsze. Widoczna powierzchnia Jowisza to tak naprawdę górna warstwa atmosfery wodorowo-helowej. Skład powłok powietrznych Saturna i Urana jest taki sam. Piękny niebieski kolor Urana wynika z wysokiego stężenia metanu w górnych partiach jego atmosfery. Neptun spowity mgłą węglowodorów ma dwie główne warstwy chmur: jedną złożoną z kryształów zamarzniętego metanu i drugą, znajdującą się poniżej, zawierającą amoniak i siarkowodór.

Odpowiedź od Fibi[guru]
na Wenus większość to dwutlenek węgla

Atmosfera w Wikipedii
Spójrz na artykuł w Wikipedii na temat atmosfery

Rozpraszanie atmosfer planetarnych w Wikipedii
Spójrz na artykuł w Wikipedii na temat Rozpraszanie atmosfer planetarnych