Ktorá planéta nemá prakticky žiadnu atmosféru? Sú planéty obývateľné? Keď sa zahreje

Planéty patriace do terestriálnej skupiny - Merkúr, Venuša, Zem, Mars, Pluto - majú malé rozmery a hmotnosti, priemerná hustota týchto planét je niekoľkonásobne vyššia ako hustota vody; pomaly sa otáčajú okolo svojich osí; majú málo satelitov (Merkúr a Venuša nemajú vôbec žiadne, Mars má dva, Zem jeden).

Podobnosť terestrických planét nevylučuje niektoré rozdiely. Napríklad Venuša sa na rozdiel od iných planét otáča v opačnom smere ako sa pohybuje okolo Slnka a je 243-krát pomalšia ako Zem. Perióda rotácie Merkúra (t. j. rok tejto planéty) je len 1/ 3 dlhšia ako doba jeho otáčania okolo osí.
Uhly sklonu osí k rovinám ich obežných dráh pre Zem a Mars sú približne rovnaké, ale úplne odlišné pre Merkúr a Venušu. V dôsledku toho má Mars rovnaké ročné obdobia ako Zem, hoci sú takmer dvakrát dlhšie ako na Zemi.

Medzi terestrické planéty je možné zaradiť vzdialené Pluto, najmenšiu z 9 planét. Priemerný priemer Pluta je asi 2260 km. Priemer Charona, mesiaca Pluta, je len polovičný. Preto je možné, že systém Pluto-Charon, podobne ako systém Zem-Mesiac, je „dvojitá planéta“.

Podobnosti a rozdiely nájdeme aj v atmosférach terestrických planét. Na rozdiel od Merkúra, ktorý podobne ako Mesiac prakticky nemá atmosféru, Venuša a Mars ju majú veľmi hustú atmosféru, ktorá pozostáva najmä z oxidu uhličitého a zlúčenín síry. Atmosféra Marsu je naopak extrémne riedka a tiež chudobná na kyslík a dusík. Tlak na povrchu Venuše je takmer 100-krát väčší a na Marse takmer 150-krát menší ako na povrchu Zeme.

Teplota na povrchu Venuše je veľmi vysoká (okolo 500°C) a zostáva takmer stále rovnaká. Vysoká povrchová teplota Venuše je spôsobená skleníkovým efektom. Hustá, hustá atmosféra umožňuje lúčom Slnka prechádzať, ale blokuje infračervené tepelné žiarenie prichádzajúce z ohriateho povrchu Plyn v atmosfére terestrických planét je v nepretržitom pohybe. Počas prachových búrok, ktoré trvajú niekoľko mesiacov, často stúpa do atmosféry Marsu obrovské množstvo prachu. Hurikánové vetry boli zaznamenané v atmosfére Venuše vo výškach, kde sa nachádza vrstva oblakov (od 50 do 70 km nad povrchom planéty), ale blízko povrchu tejto planéty dosahuje rýchlosť vetra len niekoľko metrov za sekundu.

Terestrické planéty, podobne ako Zem a Mesiac, majú skalnatý povrch. Povrch Merkúra plný kráterov veľmi pripomína Mesiac. Je tam menej „morí“ ako na Mesiaci a sú malé. Rovnako ako na Mesiaci, väčšina kráterov bola vytvorená dopadom meteoritu. Tam, kde je kráterov málo, vidíme pomerne mladé oblasti povrchu.

Skalnatá púšť a mnoho jednotlivých kameňov sú viditeľné v prvých fototelevíznych panorámach prenášaných z povrchu Venuše automatickými stanicami série Venuša. Pozemné radarové pozorovania objavili na tejto planéte mnoho plytkých kráterov s priemerom od 30 do 700. km. Vo všeobecnosti sa táto planéta ukázala ako najhladšia zo všetkých pozemských planét, hoci má tiež veľké pohoria a rozsiahle kopce, dvakrát väčšie ako pozemský Tibet.

Takmer 2/3 povrchu Zeme zaberajú oceány, no na povrchu Venuše a Merkúra sa voda nenachádza.

Povrch Marsu je tiež plný kráterov. Obzvlášť veľa ich je na južnej pologuli planéty. Tmavé oblasti, ktoré zaberajú významnú časť povrchu planéty, sa nazývajú moria. Priemery niektorých morí presahujú 2000 km. Kopce pripomínajúce zemské kontinenty, čo sú svetlé polia oranžovo-červenej farby, sa nazývajú kontinenty. Rovnako ako Venuša, aj tu sú obrovské sopečné kužele. Výška najväčšieho z nich - Olympus - presahuje 25 km, priemer krátera je 90 km. Základný priemer tejto obrej hory v tvare kužeľa je viac ako 500 km. Skutočnosť, že pred miliónmi rokov došlo na Marse k silným sopečným erupciám a povrchové vrstvy sa posunuli, svedčia o pozostatkoch lávových prúdov, obrovských povrchových zlomoch (jedna z nich, Mariner, sa tiahne v dĺžke 4000 km), početných roklín a kaňonov.

Pred 4,6 miliardami rokov sa v našej Galaxii začali vytvárať kondenzácie z oblakov hviezdnej hmoty. Keď sa plyny stali hustejšími a kondenzovanými, zahrievali sa a vyžarovali teplo. So zvyšujúcou sa hustotou a teplotou sa začali jadrové reakcie, pri ktorých sa vodík premieňal na hélium. Tak vznikol veľmi silný zdroj energie – Slnko.

Súčasne s nárastom teploty a objemu Slnka v dôsledku spojenia úlomkov medzihviezdneho prachu v rovine kolmej na os rotácie Hviezdy vznikali planéty a ich satelity. Formovanie slnečnej sústavy bolo dokončené asi pred 4 miliardami rokov.

V súčasnosti má slnečná sústava osem planét. Sú to Merkúr, Venuša, Zem, Mars, Jupiter, Saturn, Urán, Neptón. Pluto je trpasličia planéta a najväčší známy objekt v Kuiperovom páse (čo je veľký pás trosiek podobný pásu asteroidov). Po objavení v roku 1930 bola považovaná za deviatu planétu. To sa zmenilo v roku 2006 prijatím formálnej definície planéty.

Na planéte najbližšie k Slnku, Merkúre, nikdy neprší. Je to spôsobené tým, že atmosféra planéty je taká riedka, že ju jednoducho nie je možné odhaliť. A odkiaľ pochádza dážď, ak denná teplota na povrchu planéty niekedy dosiahne 430º Celzia? Áno, nechcel by som tam byť :)

Ale na Venuši sú neustále kyslé dažde, pretože oblaky nad touto planétou nepozostávajú zo životodarnej vody, ale zo smrtiacej kyseliny sírovej. Je pravda, že keďže teplota na povrchu tretej planéty dosahuje 480º Celzia, kvapky kyseliny sa odparia skôr, ako sa dostanú na planétu. Oblohu nad Venušou predierajú veľké a strašné blesky, no je z nich viac svetla a hukotu ako dažďa.

Na Marse boli podľa vedcov už dávno prírodné podmienky rovnaké ako na Zemi. Pred miliardami rokov bola atmosféra nad planétou oveľa hustejšia a je možné, že tieto rieky zaplnili silné dažde. Teraz je však nad planétou veľmi tenká atmosféra a fotografie prenášané prieskumnými satelitmi naznačujú, že povrch planéty pripomína púšte na juhozápade USA alebo Suché údolia v Antarktíde. Keď zima zasiahne časti Marsu, nad červenou planétou sa objavia tenké oblaky obsahujúce oxid uhličitý a mráz pokrýva mŕtve skaly. Skoro ráno sú v dolinách také husté hmly, že sa zdá, že sa schyľuje k dažďu, no takéto očakávania sú márne.

Mimochodom, teplota vzduchu počas dňa na Mrsa je 20º Celzia. Je pravda, že v noci môže klesnúť na - 140 :(

Jupiter je najväčšia z planét a je to obrovská plynová guľa! Táto guľa je takmer celá zložená z hélia a vodíka, ale je možné, že hlboko vo vnútri planéty je malé pevné jadro zahalené oceánom tekutého vodíka. Jupiter je však zo všetkých strán obklopený farebnými pásmi mrakov. Niektoré z týchto oblakov dokonca pozostávajú z vody, ale spravidla je veľká väčšina z nich tvorená zamrznutými kryštálmi amoniaku. Z času na čas nad planétou preletia silné hurikány a búrky, ktoré so sebou prinášajú snehové zrážky a dažde čpavku. Toto je miesto, kde držíte čarovný kvet.

Počas silnej slnečnej búrky Zem stratí asi 100 ton atmosféry.

Fakty o vesmírnom počasí

Slnečné erupcie môžu niekedy zahriať slnečný povrch na teplotu 80 miliónov F, ktorá je teplejšia ako jadro slnka!

Najrýchlejší výron koronálnej hmoty bol zaznamenaný 4. augusta 1972 a zo Slnka na Zem preletel za 14,6 hodiny – rýchlosťou asi 10 miliónov kilometrov za hodinu alebo 2 778 km/s.

8. apríla 1947 bola zaznamenaná najväčšia slnečná škvrna v novodobej histórii s maximálnou veľkosťou presahujúcou 330-násobok plochy Zeme.

Najsilnejšia slnečná erupcia za posledných 500 rokov nastala 2. septembra 1859 a objavili ju dvaja astronómovia, ktorí mali to šťastie pozrieť sa do slnka v správnom čase!

Medzi 10. májom a 12. májom 1999 tlak slnečného vetra prakticky zmizol, čo spôsobilo, že magnetosféra Zeme sa zväčšila viac ako 100-krát!

Typické výrony koronálnej hmoty môžu mať veľkosť miliónov kilometrov, ale hmotnosť je ekvivalentná malej hore!

Niektoré slnečné škvrny sú také chladné, že vodná para sa môže vytvárať pri teplote 1550 C.

Najsilnejšie polárne žiary môžu generovať viac ako 1 bilión wattov, čo je porovnateľné s priemerným zemetrasením.

13. marca 1989 došlo v Quebecu (Kanada) v dôsledku veľkej geomagnetickej búrky k veľkému výpadku prúdu, ktorý spôsobil výpadok prúdu na 6 hodín. Škody pre kanadskú ekonomiku dosiahli 6 miliárd dolárov

Počas intenzívnych slnečných erupcií môžu astronauti vidieť jasné, blikajúce pruhy svetla z dopadu vysokoenergetických častíc na očné buľvy.

Najväčšou výzvou pre astronautov cestujúcich na Mars bude vyrovnať sa so slnečnými búrkami a žiarením.

Predpovede počasia vo vesmíre stoja len 5 miliónov dolárov ročne, no ušetria viac ako 500 miliárd dolárov ročných príjmov zo satelitného a elektrotechnického priemyslu.

Počas posledného slnečného cyklu bola poškodená alebo zničená satelitná technológia v hodnote 2 miliárd dolárov.

Opakovanie udalosti v Carringtone, ako v roku 1859, by mohlo stáť 30 miliárd dolárov denne pre rozvodnú sieť USA a až 70 miliárd dolárov pre satelitný priemysel.

4. augusta 1972 bola slnečná erupcia taká silná, že podľa niektorých odhadov by astronaut dostal počas letu smrteľnú dávku žiarenia.

Počas Maunderovho minima (1645-1715), sprevádzaného nástupom malej doby ľadovej11-ročný cyklus slnečných škvŕn sa nezistil.

Za jednu sekundu slnko premení 4 milióny ton hmoty na čistú energiu.

Slnečné jadro je takmer také husté ako olovo a má teplotu 15 miliónov stupňov C.

Počas silnej slnečnej búrky Zem stratí asi 100 ton atmosféry.

Magnetické hračky zo vzácnych zemín môžu mať magnetické pole 5-krát silnejšie ako magnetické pole slnečných škvŕn.

Jednou z pozoruhodných čŕt slnečnej sústavy je rozmanitosť planetárnych atmosfér. Zem a Venuša majú podobnú veľkosť a hmotnosť, ale povrch Venuše je horúci 460 °C pod oceánom oxidu uhličitého, ktorý tlačí na povrch ako kilometer dlhá vrstva vody.

Callisto a Titan sú veľké satelity Jupitera a Saturnu; majú takmer rovnakú veľkosť, ale Titan má rozsiahlu dusíkovú atmosféru , oveľa väčšia ako Zem a Callisto je prakticky bez atmosféry.

Odkiaľ pochádzajú takéto extrémy? Keby sme to vedeli, mohli by sme vysvetliť, prečo je Zem plná života, zatiaľ čo ostatné planéty v jej blízkosti vyzerajú ako bez života. Pochopením toho, ako sa atmosféra vyvíja, by sme mohli určiť, ktoré planéty mimo slnečnej sústavy by mohli byť obývateľné.

Planéta získava plynový kryt rôznymi spôsobmi. Dokáže zo svojich hlbín chrliť paru, pri zrážke s nimi dokáže zachytávať prchavé látky z komét a asteroidov alebo svojou gravitáciou priťahuje plyny z medziplanetárneho priestoru. Planetárni vedci navyše prichádzajú k záveru, že strata plynu hrá rovnako dôležitú úlohu ako jeho získavanie.

Aj zemská atmosféra, ktorá vyzerá neotrasiteľne, postupne prúdi do vesmíru.

Rýchlosť úniku je v súčasnosti veľmi malá: asi 3 kg vodíka a 50 g hélia (dva najľahšie plyny) za sekundu; ale aj takýto pramienok sa môže stať významným v priebehu geologického obdobia a miera straty mohla byť kedysi oveľa vyššia. Ako napísal Benjamin Franklin: "Malý únik môže potopiť veľkú loď."
Súčasné atmosféry terestrických planét a satelitov obrovských planét pripomína zrúcaniny stredovekých hradov - to sú pozostatky niekdajšieho luxusu, ktoré sa stali obeťou lúpeží a chátrania .
Atmosféry ešte menších tiel sú ako zničené pevnosti – bezbranné a ľahko zraniteľné.

Uvedomením si dôležitosti úniku atmosféry meníme naše chápanie budúcnosti slnečnej sústavy.
Desaťročia sa vedci snažili pochopiť, prečo je Mars taký tenký.
atmosféru, no teraz sme prekvapení, že sa vôbec udržal
nejakú atmosféru.
Je rozdiel medzi Titanom a Callisto spôsobený tým, že Callisto stratilo svoju atmosféru skôr, ako sa na Titane objavil vzduch? Bola atmosféra Titanu kedysi hustejšia ako dnes? Ako si Venuša zachovala dusík a oxid uhličitý, ale stratila všetku vodu?
Prispel únik vodíka k vzniku života na Zemi? Premení sa niekedy naša planéta na druhú Venušu?

Keď sa zahreje

Ak
Keď raketa dosiahne svoju druhú únikovú rýchlosť, pohybuje sa tak rýchlo, že je schopná prekonať gravitáciu planéty. To isté možno povedať o atómoch a molekulách, hoci zvyčajne dosahujú únikovú rýchlosť bez toho, aby mali špecifický cieľ.
Počas tepelného vyparovania sa plyny tak zohrejú, že ich nemožno zadržať.
Pri netepelných procesoch sa atómy a molekuly uvoľňujú v dôsledku chemických reakcií alebo interakcie nabitých častíc. Nakoniec sa pri zrážke s asteroidmi a kométami odtrhnú celé kusy atmosféry.

Najbežnejším procesom z týchto troch je tepelné odparovanie. Všetky telesá v slnečnej sústave sú ohrievané slnečným žiarením. Tohto tepla sa zbavujú dvoma spôsobmi: vyžarovaním infračerveného žiarenia a odparovaním látky. V objektoch s dlhou životnosťou, ako je Zem, dominuje prvý proces a napríklad v kométach dominuje druhý proces. Ak sa naruší rovnováha medzi zohrievaním a ochladzovaním, aj veľké teleso veľkosti Zeme sa dokáže pomerne rýchlo zohriať a zároveň sa jeho atmosféra, ktorá zvyčajne obsahuje malý zlomok hmotnosti planéty, môže pomerne rýchlo vypariť.
Naša slnečná sústava je naplnená telesami bez vzduchu, zrejme hlavne kvôli tepelnému vyparovaniu. Teleso sa stáva bezvzduchovým, ak solárny ohrev prekročí určitú hranicu v závislosti od gravitačnej sily tela.
K tepelnému odparovaniu dochádza dvoma spôsobmi.
Prvý sa nazýva Jeans evaporation na počesť anglického astrofyzika Jamesa Jeansa, ktorý tento jav opísal na začiatku 20. storočia.
V tomto prípade sa vzduch z hornej vrstvy atmosféry doslova vyparuje atóm po atóme, molekulu po molekule. V nižších vrstvách vzájomné zrážky držia častice pohromade, no nad úrovňou nazývanou exobáza (vo výške 500 km Zeme nad povrchom) je vzduch taký tenký, že sa častice plynu takmer nikdy nezrážajú. Nad exobázou nič nemôže zastaviť atóm alebo molekulu, ktorá má dostatočnú rýchlosť na to, aby mohla letieť do vesmíru.

Vodík ako najľahší plyn prekonáva gravitáciu planéty ľahšie ako ostatné. Najprv sa však musí dostať na exobase a na Zemi je to dlhý proces.
Molekuly obsahujúce vodík zvyčajne nestúpajú nad spodnú atmosféru: vodná para (H2O) kondenzuje a klesá ako dážď, a metán (CH4) oxiduje a mení sa na oxid uhličitý (CO2). Niektoré molekuly vody a metánu sa dostanú do stratosféry a rozpadajú sa, pričom sa uvoľňuje vodík, ktorý pomaly difunduje nahor, až kým nedosiahne exobázu. Časť vodíka uniká, o čom svedčia ultrafialové snímky zobrazujúce halo atómov vodíka okolo našej planéty.

Teplota vo výške zemskej exobázy kolíše okolo 1000 K, čo zodpovedá priemernej rýchlosti atómov vodíka asi 5 km/s.
To je menej ako druhá úniková rýchlosť pre Zem v tejto výške (10,8 km/s); ale rýchlosti atómov okolo strednej hodnoty sú široko rozložené, takže niektoré atómy vodíka majú šancu prekonať gravitáciu planéty. Únik častíc z vysokorýchlostného „chvosta“ v ich distribúcii rýchlosti vysvetľuje 10 až 40 % straty vodíka Zemou. Vyparovanie Jeans čiastočne vysvetľuje nedostatok atmosféry na Mesiaci: plyny unikajúce spod povrchu Mesiaca sa ľahko odparujú do vesmíru.

Druhá cesta tepelného odparovania je efektívnejšia. Zatiaľ čo počas odparovania Jeans uniká plyn molekula po molekule, zohriaty plyn môže úplne uniknúť. Horné vrstvy atmosféry môžu absorbovať ultrafialové žiarenie zo Slnka, zahrievať sa a pri expanzii tlačiť vzduch nahor.
Keď vzduch stúpa, zrýchľuje sa, prekonáva rýchlosť zvuku a dosahuje únikovú rýchlosť. Táto forma tepelného odparovania sa nazýva
hydrodynamický výron alebo planetárny vietor (analogicky so slnečným vetrom - prúd nabitých častíc vyvrhnutých Slnkom do vesmíru).

Základné ustanovenia

veľa
Plyny, ktoré tvoria atmosféru Zeme a iných planét pomaly prúdia do vesmíru. Horúce plyny, najmä ľahké, sa odparujú, chemické
reakcie a zrážky častíc vedú k vyvrhnutiu atómov a molekúl a
kométy a asteroidy niekedy odtrhnú veľké kusy atmosféry.
Únik vysvetľuje mnohé zo záhad slnečnej sústavy. Napríklad Mars je červený, pretože jeho vodná para sa rozdelila na vodík a kyslík; vodík letel do vesmíru a kyslík oxidoval (pokrytý hrdzou) pôdu.
Podobný proces na Venuši viedol k objaveniu sa hustej atmosféry z
oxid uhličitý. Mohutná atmosféra Venuše je prekvapivo výsledkom úniku plynu.

David Catling a Kevin Zahnle
Časopis "Vo svete vedy"

Zem stráca atmosféru! Hrozí nám nedostatok kyslíka?

Výskumníkov ohromil nedávny objav: ukázalo sa, že naša planéta stráca atmosféru rýchlejšie ako Venuša a Mars vďaka tomu, že má oveľa väčšie a silnejšie magnetické pole.

To môže znamenať, že magnetické pole Zeme nie je tak dobrým ochranným štítom, ako sa doteraz predpokladalo. Vedci boli presvedčení, že práve vďaka pôsobeniu zemského magnetického poľa bola atmosféra dobre chránená pred škodlivými účinkami Slnka. Ukázalo sa však, že zemská magnetosféra prispieva k rednutiu zemskej atmosféry v dôsledku zrýchlenej straty kyslíka.

Podľa Christophera Russella, profesora geofyziky a špecialistu na vesmírnu fyziku na Kalifornskej univerzite, sú vedci zvyknutí veriť, že ľudstvo má obrovské šťastie so svojím pozemským „bydliskom“: pozoruhodné magnetické pole Zeme nás vraj dokonale chráni. zo slnečných „útokov“ - kozmické žiarenie, slnečné erupcie Slnko a slnečný vietor. Teraz sa ukazuje, že zemské magnetické pole nie je len ochrancom, ale aj nepriateľom.

K tomuto záveru dospela skupina špecialistov vedená Russellom počas spoločnej práce na konferencii porovnávacej planetológie.

A. Michajlov, prof.

Veda a život // Ilustrácie

Mesačná krajina.

Topiaca sa polárna škvrna na Marse.

Obežné dráhy Marsu a Zeme.

Lowellova mapa Marsu.

Kühlov model Marsu.

Kresba Marsu od Antoniadiho.

Keď uvažujeme o otázke existencie života na iných planétach, budeme hovoriť iba o planétach našej slnečnej sústavy, pretože nevieme nič o prítomnosti iných sĺnk, ako sú hviezdy, ich vlastných planetárnych systémov podobných našim. Podľa moderných názorov na vznik Slnečnej sústavy sa možno dokonca domnievať, že vznik planét obiehajúcich okolo centrálnej hviezdy je udalosťou, ktorej pravdepodobnosť je zanedbateľná, a že teda drvivá väčšina hviezd nemá vlastné planetárne systémy.

Ďalej si musíme urobiť výhradu, že otázku života na planétach nevyhnutne zvažujeme z nášho pozemského hľadiska za predpokladu, že tento život sa prejavuje v rovnakých formách ako na Zemi, teda za predpokladu životných procesov a všeobecnej štruktúry organizmy sú podobné tým na Zemi. V tomto prípade pre rozvoj života na povrchu planéty musia existovať určité fyzikálne a chemické podmienky, teplota nesmie byť príliš vysoká ani príliš nízka, musí byť prítomná voda a kyslík a základ organickou hmotou musia byť zlúčeniny uhlíka.

Planetárne atmosféry

Prítomnosť atmosfér na planétach je určená napätím gravitácie na ich povrchu. Veľké planéty majú dostatočnú gravitačnú silu, aby udržali okolo seba plynný obal. Molekuly plynu sú totiž v neustálom rýchlom pohybe, ktorého rýchlosť je určená chemickou povahou tohto plynu a teplotou.

Ľahké plyny - vodík a hélium - majú najvyššiu rýchlosť; So zvyšujúcou sa teplotou sa zvyšuje rýchlosť. Za normálnych podmienok, t.j. pri teplote 0° a atmosférickom tlaku, je priemerná rýchlosť molekuly vodíka 1840 m/s a rýchlosť kyslíka 460 m/s. Ale pod vplyvom vzájomných zrážok jednotlivé molekuly nadobudnú rýchlosť niekoľkonásobne vyššiu, ako sú uvedené priemerné čísla. Ak sa molekula vodíka objaví v horných vrstvách zemskej atmosféry rýchlosťou presahujúcou 11 km/s, potom takáto molekula odletí zo Zeme do medziplanetárneho priestoru, pretože sila zemskej gravitácie nebude dostatočná na to, aby ju udržala.

Čím je planéta menšia, tým je menej hmotná, tým nižšia je táto hraničná alebo, ako sa hovorí, kritická rýchlosť. Pre Zem je kritická rýchlosť 11 km/s, pre Merkúr len 3,6 km/s, pre Mars 5 km/s, pre Jupiter, najväčšiu a najhmotnejšiu zo všetkých planét, 60 km/s. Z toho vyplýva, že Merkúr a ešte viac ešte menšie telesá, ako sú satelity planét (vrátane nášho Mesiaca) a všetkých malých planét (asteroidov), si svojou slabou príťažlivosťou nedokážu udržať na svojom povrchu atmosférický obal. Mars je schopný, aj keď s ťažkosťami, udržať atmosféru oveľa tenšiu ako Zem, zatiaľ čo Jupiter, Saturn, Urán a Neptún je ich gravitácia dostatočne silná na to, aby udržala silné atmosféry obsahujúce ľahké plyny, ako je amoniak a metán, a možno aj voľný vodík.

Neprítomnosť atmosféry nevyhnutne znamená absenciu kvapalnej vody. V priestore bez vzduchu dochádza k odparovaniu vody oveľa energickejšie ako pri atmosférickom tlaku; preto sa voda rýchlo mení na paru, čo je veľmi ľahká panva, ktorá podlieha rovnakému osudu ako ostatné atmosférické plyny, teda viac-menej rýchlo opúšťa povrch planéty.

Je jasné, že na planéte bez atmosféry a vody sú podmienky pre rozvoj života úplne nepriaznivé a na takejto planéte nemôžeme očakávať ani rastlinný, ani živočíšny život. Do tejto kategórie patria všetky menšie planéty, satelity planét a veľké planéty - Merkúr. Povedzme si niečo viac o dvoch telesách tejto kategórie, a to o Mesiaci a Merkúre.

Mesiac a Merkúr

U týchto telies bola absencia atmosféry konštatovaná nielen vyššie uvedenými úvahami, ale aj priamymi pozorovaniami. Keď sa Mesiac na svojej ceste okolo Zeme pohybuje po oblohe, často zakrýva hviezdy. Zmiznutie hviezdy za kotúčom Mesiaca je možné pozorovať už malým ďalekohľadom a vždy k tomu dôjde celkom okamžite. Ak by bol mesačný raj obklopený aspoň vzácnou atmosférou, tak pred úplným zánikom by hviezda touto atmosférou nejaký čas presvitala a zdanlivá jasnosť hviezdy by sa postupne znižovala, navyše v dôsledku lomu svetla. , hviezda by vyzerala posunutá zo svojho miesta . Všetky tieto javy úplne chýbajú, keď sú hviezdy pokryté Mesiacom.

Lunárne krajiny pozorované cez ďalekohľady ohromujú ostrosťou a kontrastom ich osvetlenia. Na Mesiaci nie sú žiadne penumbry. V blízkosti svetlých, slnkom osvetlených miest sú hlboké čierne tiene. Deje sa tak preto, lebo kvôli absencii atmosféry nie je na Mesiaci modrá denná obloha, ktorá by svojim svetlom zjemňovala tiene; obloha je tam vždy čierna. Na Mesiaci nie je súmrak a po západe slnka okamžite nastáva tmavá noc.

Merkúr je od nás oveľa ďalej ako Mesiac. Nemôžeme preto pozorovať také detaily ako na Mesiaci. Podobu jeho krajiny nepoznáme. Zákryt hviezd Merkúrom je vzhľadom na jeho zdanlivú malosť mimoriadne zriedkavý jav a nič nenasvedčuje tomu, že by takéto zákryty boli niekedy pozorované. Pred diskom Slnka sú však prechody Merkúra, keď pozorujeme, že táto planéta sa vo forme malej čiernej bodky pomaly plazí pozdĺž jasného slnečného povrchu. V tomto prípade je okraj Merkúra ostro načrtnutý a javy, ktoré boli pozorované pri prechode Venuše popred Slnko, neboli na Merkúre pozorované. Stále je však možné, že v atmosfére Merkúra zostanú malé stopy, ale táto atmosféra má v porovnaní so Zemou veľmi zanedbateľnú hustotu.

Teplotné podmienky na Mesiaci a Merkúre sú pre život úplne nepriaznivé. Mesiac sa otáča okolo svojej osi extrémne pomaly, vďaka čomu deň a noc trvajú štrnásť dní. Teplo slnečných lúčov nie je tlmené vzduchovým obalom a v dôsledku toho počas dňa na Mesiaci teplota povrchu vystúpi na 120°, teda nad bod varu vody. Počas dlhej noci teplota klesne na 150° pod nulou.

Počas zatmenia Mesiaca bolo pozorované, ako za niečo vyše hodiny klesla teplota zo 70° horúčavy na 80° pod nulou a po skončení zatmenia sa za takmer rovnako krátky čas vrátila na pôvodnú hodnotu. Toto pozorovanie poukazuje na extrémne nízku tepelnú vodivosť hornín, ktoré tvoria mesačný povrch. Slnečné teplo nepreniká hlboko, ale zostáva v najtenšej hornej vrstve.

Treba si myslieť, že povrch Mesiaca je pokrytý svetlými a uvoľnenými vulkanickými tufmi, možno aj popolom. Už v metrovej hĺbke sa kontrasty tepla a chladu vyhladzujú „do tej miery, že tam pravdepodobne prevláda priemerná teplota, ktorá sa len málo líši od priemernej teploty zemského povrchu, teda niekoľko stupňov nad nulou. Je možné, že sa tam zachovali nejaké zárodky živej hmoty, ale ich osud je, samozrejme, nezávideniahodný.

Na Merkúre je rozdiel v teplotných podmienkach ešte výraznejší. Táto planéta je vždy obrátená k Slnku jednou stranou. Na dennej pologuli Merkúra dosahuje teplota 400°, to znamená, že je nad teplotou topenia olova. A na nočnej pologuli by mal mráz dosahovať teplotu tekutého vzduchu a ak na Merkúre bola atmosféra, tak na nočnej strane sa mala zmeniť na tekutú a možno aj zamrznúť. Len na hranici medzi dennou a nočnou hemisférou, v rámci úzkeho pásma, môžu byť teplotné podmienky, ktoré sú aspoň trochu priaznivé pre život. O možnosti rozvinutého organického života tam však netreba uvažovať. Ďalej, v prítomnosti stôp atmosféry sa v nej nemohol zadržať voľný kyslík, pretože pri teplote dennej pologule sa kyslík energeticky spája s väčšinou chemických prvkov.

Takže s ohľadom na možnosť života na Mesiaci sú vyhliadky dosť nepriaznivé.

Venuša

Na rozdiel od Merkúra Venuša vykazuje určité známky hustej atmosféry. Keď Venuša prechádza medzi Slnkom a Zemou, je obklopená svetelným prstencom - to je jej atmosféra, ktorá je osvetlená Slnkom. Takéto prechody Venuše popred slnečný disk sú veľmi zriedkavé: posledný prechod sa uskutočnil v roku 18S2, ďalší sa uskutoční v roku 2004. Takmer každý rok však Venuša prechádza, hoci nie cez samotný slnečný disk, ale dostatočne blízko a potom môže byť viditeľný v tvare veľmi úzkeho polmesiaca, ako Mesiac bezprostredne po novom mesiaci. Podľa zákonov perspektívy by mal polmesiac Venuše osvetlený Slnkom tvoriť oblúk presne 180°, ale v skutočnosti je pozorovaný dlhší jasný oblúk, ktorý vzniká odrazom a ohybom slnečných lúčov v atmosfére Venuše. . Inými slovami, na Venuši je súmrak, ktorý zvyšuje dĺžku dňa a čiastočne osvetľuje jej nočnú pologuľu.

Zloženie atmosféry Venuše je stále zle pochopené. V roku 1932 sa v nej pomocou spektrálnej analýzy zistila prítomnosť veľkého množstva oxidu uhličitého, zodpovedajúceho vrstve hrubej 3 km za štandardných podmienok (t.j. pri 0° a tlaku 760 mm).

Povrch Venuše sa nám vždy javí oslnivo biely a bez viditeľných trvalých škvŕn alebo obrysov. Verí sa, že v atmosfére Venuše je vždy hrubá vrstva bielych oblakov, ktoré úplne pokrývajú pevný povrch planéty.

Zloženie týchto oblakov nie je známe, ale s najväčšou pravdepodobnosťou ide o vodnú paru. Nevidíme, čo je pod nimi, ale je jasné, že oblaky musia zmierňovať teplo slnečných lúčov, ktoré by inak na Venuši, ktorá je bližšie k Slnku ako Zem, bolo príliš silné.

Merania teplôt poskytli asi 50-60° tepla pre dennú pologuľu a 20° mrazu pre nočnú pologuľu. Takéto kontrasty sa vysvetľujú pomalou rotáciou Venuše okolo svojej osi. Hoci presné obdobie jeho rotácie nie je známe kvôli absencii viditeľných škvŕn na povrchu planéty, deň na Venuši zjavne netrvá menej ako našich 15 dní.

Aké sú šance na existenciu života na Venuši?

V tomto smere majú vedci rôzne názory. Niektorí veria, že všetok kyslík v jeho atmosfére je chemicky viazaný a existuje len ako súčasť oxidu uhličitého. Keďže tento plyn má nízku tepelnú vodivosť, v tomto prípade by teplota v blízkosti povrchu Venuše mala byť dosť vysoká, možno dokonca blízko bodu varu vody. To by mohlo vysvetliť prítomnosť veľkého množstva vodnej pary v horných vrstvách jeho atmosféry.

Všimnite si, že vyššie uvedené výsledky určovania teploty Venuše sa vzťahujú na vonkajší povrch oblačnosti, t.j. do pomerne vysokej výšky nad jeho pevným povrchom. V každom prípade si treba myslieť, že podmienky na Venuši pripomínajú skleník či skleník, no pravdepodobne s ešte oveľa vyššou teplotou.

Mars

Planéta Mars je najzaujímavejšia z hľadiska otázky existencie života. V mnohých ohľadoch je podobná Zemi. Na základe škvŕn, ktoré sú zreteľne viditeľné na jeho povrchu, sa zistilo, že Mars rotuje okolo svojej osi a vykoná jednu otáčku každých 24 hodín a 37 metrov, a preto na ňom dochádza k takmer rovnako dlhému striedaniu dňa a noci ako na Zemi.

Os rotácie Marsu zviera s rovinou jeho obežnej dráhy uhol 66°, takmer presne rovnaký ako uhol Zeme. Vďaka tomuto sklonu osi sa na Zemi striedajú ročné obdobia. Je zrejmé, že rovnaká zmena existuje na Marse, ale každá sezóna na ňom je takmer dvakrát dlhšia ako naša. Dôvodom je, že Mars, ktorý je v priemere jeden a pol krát ďalej od Slnka ako Zem, dokončí svoju revolúciu okolo Slnka za takmer dva pozemské roky, presnejšie 689 dní.

Najvýraznejším detailom na povrchu Marsu, ktorý možno pozorovať pri pozorovaní cez ďalekohľad, je biela škvrna, ktorej poloha sa zhoduje s jedným z jeho pólov. Škvrna na južnom póle Marsu je najlepšie viditeľná, pretože v obdobiach najväčšej blízkosti k Zemi je Mars svojou južnou pologuľou naklonený k Slnku a Zemi. Zistilo sa, že s nástupom zimy na zodpovedajúcej pologuli Marsu sa biela škvrna začína zvyšovať a v lete klesá. Vyskytli sa dokonca prípady (napríklad v roku 1894), keď polárna škvrna na jeseň takmer úplne zmizla. Niekto by si mohol myslieť, že ide o sneh alebo ľad, ktorý sa v zime ukladá ako tenká vrstva blízko pólov planéty. Že je tento obal veľmi tenký vyplýva z vyššie uvedeného pozorovania zmiznutia bielej škvrny.

Vzhľadom na vzdialenosť Marsu od Slnka je na ňom pomerne nízka teplota. Leto je tam veľmi chladné, a predsa sa stáva, že sa polárne snehy úplne roztopia. Dlhé trvanie leta nedostatočne kompenzuje nedostatok tepla. Z toho vyplýva, že tam napadne málo snehu, možno len pár centimetrov a je dokonca možné, že biele polárne škvrny pozostávajú nie zo snehu, ale z námrazy.

Táto okolnosť je v plnom súlade s tým, že podľa všetkých údajov je na Marse málo vlhkosti a málo vody. Neboli na ňom nájdené žiadne moria ani veľké vodné plochy. Oblaky sú v jeho atmosfére pozorované veľmi zriedkavo. Veľmi oranžovú farbu povrchu planéty, vďaka ktorej sa Mars javí voľným okom ako červená hviezda (odtiaľ jeho názov podľa starorímskeho boha vojny), si väčšina pozorovateľov vysvetľuje tým, že povrch Marsu je bezvodá piesočná púšť, zafarbená oxidmi železa.

Mars sa pohybuje okolo Slnka v nápadne predĺženej elipse. Vďaka tomu sa jeho vzdialenosť od Slnka mení v pomerne širokom rozsahu - od 206 do 249 miliónov km. Keď je Zem na tej istej strane Slnka ako Mars, dochádza k takzvaným opozíciám Marsu (pretože Mars je v tom čase na opačnej strane oblohy ako Slnko). Počas opozícií sa Mars objavuje na nočnej oblohe za priaznivých podmienok. Opozície sa striedajú v priemere každých 780 dní, čiže dva roky a dva mesiace.

Nie pri každej opozícii sa však Mars priblíži k Zemi na najkratšiu vzdialenosť. K tomu je potrebné, aby sa opozícia zhodovala s časom najbližšieho priblíženia Marsu k Slnku, ku ktorému dochádza len pri každej siedmej alebo ôsmej opozícii, teda asi po pätnástich rokoch. Takéto opozície sa nazývajú veľké opozície; uskutočnili sa v rokoch 1877, 1892, 1909 a 1924. Najbližšia veľká konfrontácia bude v roku 1939. Hlavné pozorovania Marsu a súvisiace objavy sú datované presne do týchto dátumov. Mars bol najbližšie k Zemi počas konfrontácie v roku 1924, no už vtedy bola jeho vzdialenosť od nás 55 miliónov km. Mars sa nikdy nepribližuje k Zemi.

"kanály" na Marse

V roku 1877 taliansky astronóm Schiaparelli pri pozorovaniach relatívne skromným ďalekohľadom, no pod priehľadnou oblohou Talianska objavil na povrchu Marsu okrem tmavých škvŕn nazývaných, aj keď nesprávne, moria, celú sieť úzkych rovné čiary alebo pruhy, ktoré nazýval úžiny (taliansky canale). Preto sa slovo „kanál“ začalo používať v iných jazykoch na označenie týchto tajomných útvarov.

Schiaparelli na základe svojich dlhoročných pozorovaní zostavil podrobnú mapu povrchu Marsu, na ktorej sú zakreslené stovky kanálov, ktoré medzi sebou spájajú tmavé škvrny „morí“. Neskôr americký astronóm Lowell, ktorý dokonca v Arizone postavil špeciálne observatórium na pozorovanie Marsu, objavil kanály v tmavých priestoroch „morí“. Zistil, že „moria“ aj kanály menia svoju viditeľnosť v závislosti od ročného obdobia: v lete stmavnú, niekedy nadobudnú sivozelenkastý odtieň, v zime zblednú a zhnednú. Lowellove mapy sú ešte podrobnejšie ako Schiaparelliho mapy, zobrazujú mnoho kanálov, ktoré tvoria komplexnú, ale pomerne pravidelnú geometrickú sieť.

Na vysvetlenie javov pozorovaných na Marse vytvoril Lowell teóriu, ktorá sa rozšírila najmä medzi amatérskymi astronómami. Táto teória sa scvrkáva na nasledovné.

Lowell, rovnako ako väčšina ostatných pozorovateľov, si mýli oranžový povrch planéty s piesočnou pustatinou. Za tmavé škvrny „morí“ považuje oblasti pokryté vegetáciou - polia a lesy. Kanály považuje za zavlažovaciu sieť, ktorú vykonávajú inteligentné bytosti žijúce na povrchu planéty. Samotné kanály však zo Zeme nie sú viditeľné, pretože ich šírka na to zďaleka nestačí. Aby boli kanály viditeľné zo Zeme, musia byť široké aspoň desať kilometrov. Lowell sa preto domnieva, že vidíme len široký pás vegetácie, ktorý vypína svoje zelené listy, keď sa samotný kanál, prebiehajúci v strede tohto pásu, naplní na jar vodou tečúcou z pólov, kde sa vytvára topenie polárnych snehov.

Postupne sa však začali objavovať pochybnosti o realite takýchto priamych kanálov. Najvýznamnejším bol fakt, že pozorovatelia vyzbrojení najvýkonnejšími modernými teleskopmi nevideli žiadne kanály, ale pozorovali len nezvyčajne bohatý obraz rôznych detailov a odtieňov na povrchu Marsu, bez správnych geometrických obrysov. Kanály videli a načrtli iba pozorovatelia pomocou stredne výkonných nástrojov. Preto vzniklo silné podozrenie, že kanály predstavujú iba optický klam (optický klam), ktorý sa vyskytuje pri extrémnom namáhaní očí. Na objasnenie tejto okolnosti sa vykonalo veľa práce a rôznych experimentov.

Najpresvedčivejšie sú výsledky, ktoré dosiahol nemecký fyzik a fyziológ Kühl. Vytvoril špeciálny model zobrazujúci Mars. Na tmavé pozadie Kühl nalepil kruh, ktorý vystrihol z obyčajných novín, na ktorom bolo umiestnených niekoľko sivých škvŕn, ktoré svojimi obrysmi pripomínali „more“ na Marse. Ak sa na takýto model pozriete zblízka, jasne vidíte, čo to je – môžete si prečítať novinový text a nevzniká žiadna ilúzia. Ak sa však vzdialite, pri správnom osvetlení sa začnú objavovať rovné tenké pruhy, ktoré prechádzajú od jedného tmavého miesta k druhému a navyše sa nezhodujú s riadkami tlačeného textu.

Kühl tento jav podrobne študoval.

Ukázal, že existuje veľa malých detailov a odtieňov, ktoré sa postupne premieňajú do seba, keď ich oko nedokáže zachytiť „vo všetkých detailoch je túžba kombinovať tieto detaily s jednoduchšími geometrickými vzormi, výsledkom čoho je ilúzia rovné pruhy sa objavujú tam, kde nie sú žiadne pravidelné obrysy. Významný moderný pozorovateľ Antoniadi, ktorý je zároveň dobrým umelcom, maľuje Mars ako fľakatý, s množstvom nepravidelných detailov, ale bez akýchkoľvek priamych kanálov.

Niekto by si mohol myslieť, že túto otázku najlepšie vyriešia tri fotografické pomôcky. Fotografická doska sa nedá oklamať: mala by, zdá sa, ukázať, čo je vlastne na Marse. Žiaľ, nie je. Fotografia, ktorá, keď sa aplikuje na hviezdy a hmloviny, dala tak veľa, keď sa aplikuje na povrch planét, dáva menej, ako oko pozorovateľa vidí tým istým prístrojom. Vysvetľuje to skutočnosť, že obraz Marsu získaný aj pomocou najväčších a najdlhšie zaostrených prístrojov je na doske veľmi malý - samozrejme s priemerom iba 2 mm Pri silnom zväčšení, ako je napr. Na fotografiách, je nedostatok, ktorým trpia nadšenci modernej fotografie, ktorí fotografujú fotoaparátmi typu Leica, a to zrnitosť obrazu. zakrýva všetky malé detaily.

Život na Marse

Fotografie Marsu urobené cez rôzne filtre však jasne dokázali existenciu atmosféry na Marse, aj keď oveľa zriedkavejšej ako na Zemi. Niekedy vo večerných hodinách sú v tejto atmosfére zaznamenané svetlé body, ktoré sú pravdepodobne kupovité mraky. Vo všeobecnosti je však oblačnosť na Marse zanedbateľná, čo je celkom v súlade s malým množstvom vody na Marse.

V súčasnosti sa takmer všetci pozorovatelia Marsu zhodujú v tom, že tmavé škvrny „morí“ skutočne predstavujú oblasti pokryté rastlinami. V tomto smere sa potvrdzuje Lowellova teória. Donedávna však existovala jedna prekážka. Problém komplikujú teplotné podmienky na povrchu Marsu.

Keďže Mars je jedenapolkrát ďalej od Slnka ako Zem, dostáva dvaaštvrtekrát menej tepla. Otázka, na akú teplotu dokáže zahriať povrch také malé množstvo tepla, závisí od štruktúry atmosféry Marsu, čo je nám neznámy „kožuch“ hrúbky a zloženia.

Nedávno bolo možné určiť teplotu povrchu Marsu priamym meraním. Ukázalo sa, že v rovníkových oblastiach napoludnie vystúpi teplota na 15-25°C, no večer prichádza silné ochladenie a noc zrejme sprevádzajú neustále silné mrazy.

Podmienky na Marse sú podobné ako na našich vysokých horách: riedky a priehľadný vzduch, výrazné zahrievanie priamym slnečným žiarením, chlad v tieni a silné nočné mrazy. Podmienky sú nepochybne veľmi drsné, ale môžeme predpokladať, že rastliny sa aklimatizovali a adaptovali na ne, ako aj na nedostatok vlahy.

Existenciu rastlinného života na Marse teda možno považovať za takmer dokázanú, no o zvieratách, a najmä inteligentných, zatiaľ nevieme povedať nič definitívne.

Pokiaľ ide o ostatné planéty slnečnej sústavy - Jupiter, Saturn, Urán a Neptún, je ťažké predpokladať možnosť života na nich z nasledujúcich dôvodov: po prvé nízka teplota kvôli vzdialenosti od Slnka a po druhé jedovaté plyny nedávno objavené v ich atmosfére – amoniak a metán. Ak majú tieto planéty pevný povrch, tak je ukrytý niekde vo veľkých hĺbkach, no my vidíme len vrchné vrstvy ich mimoriadne silných atmosfér.

Ešte menej pravdepodobný je život na planéte najvzdialenejšej od Slnka – nedávno objavenom Plutu, o ktorého fyzikálnych podmienkach stále nič nevieme.

Takže zo všetkých planét našej slnečnej sústavy (okrem Zeme) možno tušiť existenciu života na Venuši a považovať existenciu života na Marse za takmer dokázanú. Ale to všetko samozrejme platí aj pre súčasnosť. V priebehu času, s vývojom planét, sa podmienky môžu výrazne zmeniť. Pre nedostatok údajov o tom nebudeme hovoriť.

Článok hovorí o tom, ktorá planéta nemá atmosféru, prečo je atmosféra potrebná, ako vzniká, prečo sú o ňu niektoré zbavené a ako by sa dala vytvoriť umelo.

Štart

Život na našej planéte by bol nemožný bez atmosféry. A pointa nie je len v kyslíku, ktorý mimochodom dýchame, obsahuje ho len niečo viac ako 20 %, ale aj v tom, že vytvára tlak potrebný pre živé bytosti a chráni pred slnečným žiarením.

Podľa vedeckej definície je atmosféra plynný obal planéty, ktorý s ňou rotuje. Zjednodušene povedané, neustále nad nami visí obrovská akumulácia plynu, no jeho váhu si nevšimneme rovnako ako zemskú gravitáciu, pretože sme sa do takýchto podmienok narodili a sme na to zvyknutí. Ale nie všetky nebeské telesá majú to šťastie, že ho majú. Nebudeme teda brať do úvahy akú planétu, keďže ide stále o satelit.

Merkúr

Atmosféru planét tohto typu tvorí hlavne vodík a procesy v nej prebiehajú veľmi búrlivo. Zoberme si len atmosférický vír, ktorý bol pozorovaný viac ako tristo rokov - tú veľmi červenú škvrnu v spodnej časti planéty.

Saturn

Ako všetci plynní obri, aj Saturn sa skladá predovšetkým z vodíka. Vetry neutíchajú, blýskajú sa a pozorujú sa aj vzácne polárne žiary.

Urán a Neptún

Obe planéty sú ukryté hrubou vrstvou oblakov vodíka, metánu a hélia. Neptún, mimochodom, drží rekord v rýchlosti vetra na povrchu – až 700 kilometrov za hodinu!

Pluto

Pri spomienke na taký jav, akým je planéta bez atmosféry, je ťažké nespomenúť Pluto. Je, samozrejme, ďaleko od Merkúra: jeho plynový obal je „iba“ 7 000 krát menej hustý ako zemský. Ale stále je to najvzdialenejšia a zatiaľ málo prebádaná planéta. Málo sa o ňom vie – len to, že obsahuje metán.

Ako vytvoriť atmosféru pre život

Myšlienka kolonizácie iných planét prenasleduje vedcov od samého začiatku a ešte viac o terraformácii (vytváraní podmienok bez ochranných prostriedkov). To všetko je zatiaľ na úrovni hypotéz, ale napríklad na Marse je celkom možné vytvoriť atmosféru. Tento proces je zložitý a viacstupňový, ale jeho hlavná myšlienka je nasledovná: nastriekajte na povrch baktérie, ktoré budú produkovať ešte viac oxidu uhličitého, zvýši sa hustota plynového obalu a zvýši sa teplota. Potom sa polárne ľadovce začnú topiť a v dôsledku zvýšeného tlaku sa voda neodparí bez stopy. A potom prídu dažde a pôda bude vhodná pre rastliny.

Takže sme zistili, ktorá planéta prakticky nemá atmosféru.