Millisel planeedil pole atmosfääri? Üksikasjalik analüüs. Miks Merkuuril atmosfääri pole?

Tegelikult ka tulevikus, kui puhkus kuskil Jupiteri ümbruses on sama tavaline kui praegu – Egiptuse rannas jääb peamiseks turismikeskuseks ikkagi Maa. Põhjus on lihtne: alati on hea ilm. Kuid teistel planeetidel ja satelliitidel on see väga halb.

elavhõbe

Planeedi Merkuur pind sarnaneb Kuu omaga

Kuigi Merkuuril puudub atmosfäär, on tal kliima. Ja loob selle loomulikult Päikese kõrvetava läheduse. Ja kuna õhk ja vesi ei suuda tõhusalt soojust ühest planeedi osast teise üle kanda, on siin tõesti surmavad temperatuurimuutused.

Merkuuri päeval võib pind soojeneda kuni 430 kraadini Celsiuse järgi – tina sulamiseks piisab ning öisel poolel – langeda –180 kraadini Celsiuse järgi. Kohutava kuumuse taustal on mõne kraatri põhjas nii külm, et räpane jää on selles igaveses varjus säilinud miljoneid aastaid.

Merkuuri pöörlemistelg ei ole kallutatud nagu Maa oma, vaid on orbiidiga rangelt risti. Seetõttu ei hakka te siin imetlema aastaaegade vaheldumist: sama ilm maksab aasta läbi. Lisaks sellele kestab üks päev planeedil umbes poolteist meie aastast.

Veenus

Kraatrid Veenuse pinnal

Olgem ausad: vale planeet sai nimeks Veenus. Jah, koiditaevas ta tõesti särab nagu puhas vesi kalliskivi. Aga seda seni, kuni sa teda paremini tundma õpid. Naaberplaneeti võib pidada visuaalseks abivahendiks küsimuses, mida suudab luua kõik piirid ületanud kasvuhooneefekt.

Veenuse atmosfäär on uskumatult tihe, rahutu ja agressiivne. Koosnedes peamiselt süsihappegaasist, neelab see rohkem päikeseenergia kui seesama Merkuur, kuigi on Päikesest palju kaugemal. Seetõttu on planeet veelgi kuumem: aasta jooksul peaaegu muutumatuna hoitakse siin temperatuur 480 kraadi Celsiuse ümber. Kui lisada sellele atmosfäärirõhk, mida Maal saab kätte vaid kilomeetri sügavusele ookeani sukeldudes, siis vaevalt sa siin olla tahad.

Kuid see pole kogu tõde kaunitari halva iseloomu kohta. Veenuse pinnal pursavad pidevalt võimsad vulkaanid, täites atmosfääri tahma- ja väävliühenditega, mis muutuvad kiiresti väävelhape. Jah, siin planeedil sajab happevihmasid – ja tõesti happelisi, mis jätaks kergesti nahale haavad ja söövitaks turistide fototehnikat.

Turistid aga ei jõuaks siin isegi end pildistamiseks sirgu ajada: Veenuse atmosfäär pöörleb palju kiiremini kui ta ise. Maal teeb õhk ümber planeedi peaaegu aastaga, Veenusel - nelja tunniga, tekitades pideva orkaanijõulise tuule. Pole üllatav, et isegi spetsiaalselt koolitatud kosmoselaev ei suutnud selles vastiku kliimas kauem kui paar minutit ellu jääda. Hea, et meie koduplaneedil sellist asja pole. Meie looduses pole halba ilma, mida kinnitab http://www.gismeteo.ua/city/daily/4957/ ja see on hea uudis.

Marss

Marsi atmosfäär, Vikingi tehissatelliidi tehtud kujutis 1976. aastal. Vasakul on näha Galle'i "naeratuse kraater".

Põnevad leiud, mis on tehtud Punasel planeedil viimased aastad, näitavad, et Marss oli kauges minevikus väga erinev. Miljardeid aastaid tagasi oli see niiske planeet hea atmosfääri ja suurte veekogudega. Kohati jäid sellele jäljed iidsest rannajoonest – aga see on ka kõik: täna on parem siia mitte sattuda. Kaasaegne Marss on alasti ja surnud jäine kõrb, millest tormavad aeg-ajalt läbi võimsad tolmutormid.

Planeedil pole tihedat atmosfääri, mis suudaks pikka aega soojust ja vett hoida. Kuidas see kadus, pole ikka veel väga selge, kuid tõenäoliselt pole Marsil lihtsalt piisavalt "atraktiivset jõudu": umbes kaks korda väiksem kui Maa, sellel on peaaegu kolm korda väiksem gravitatsioon.

Selle tulemusena valitseb siin poolustel sügav külm ja alles jäävad polaarmütsid, mis koosnevad peamiselt "kuivast lumest" - külmunud süsinikdioksiidist. Tuleb tunnistada, et ekvaatori lähedal võib päevane temperatuur olla väga mugav, umbes 20 kraadi Celsiuse järgi. Kuid öösel langeb siiski mitukümmend kraadi külma.

Vaatamata ausalt öeldes nõrgale Marsi atmosfäärile ei ole lumetormid selle poolustel ja tolmutormid teistes osades sugugi haruldased. Samumid, khamsinid ja muud kurnavad kõrbetuuled, mis kannavad lugematul hulgal kõiketungivaid ja torkivaid liivaterasid, tuuled, mida kohtab ainult mõnes Maa piirkonnas, võivad siin katta kogu planeedi, muutes selle mitmeks päevaks täiesti pildistamatuks.

Jupiter ja selle ümbrus

Jupiteri tormide ulatuse hindamiseks pole vaja isegi võimsat teleskoopi. Kõige muljetavaldavam neist - Suur Punane Laik - pole mitu sajandit vaibunud ja on kolm korda suurem kui kogu meie Maa. Peagi võib ta aga oma pikaajalise juhi positsiooni kaotada. Mõned aastad tagasi avastasid astronoomid Jupiteril uue keerise Oval BA, mis ei ole veel Suure Punase Laigu suurune, kuid kasvab murettekitava kiirusega.

Ei, tõenäoliselt ei meelita Jupiter isegi ekstreemse puhkuse austajaid. Siin puhuvad pidevalt orkaanituuled, mis katavad kogu planeedi, liikudes kiirusega alla 500 km/h ja sageli ka vastassuundades, mis tekitab nende piiridele hirmuäratavaid turbulentseid pööriseid (nagu meile tuttav Suur Punane Laik ehk Ovaal). BA).

Lisaks alla -140 kraadi Celsiuse kraadile ja surmavale gravitatsioonijõule ei tohi unustada veel üht tõsiasja - Jupiteril pole kuhugi kõndida. See planeet on gaasihiiglane, millel üldiselt puudub kindel tahke pind. Ja isegi kui mõnel meeleheitel langevarjuhüppajal õnnestuks selle atmosfääri sukelduda, satuks ta planeedi poolvedelasse sügavusse, kus kolossaalne gravitatsioon tekitab eksootiliste vormide ainet – näiteks ülivedelat metallist vesinikku.

Kuid tavalised sukeldujad peaksid pöörama tähelepanu ühele hiiglasliku planeedi satelliidile - Euroopale. Üldiselt saavad Jupiteri paljudest satelliitidest vähemalt kaks tulevikus kindlasti pretendeerida "turistide Meka" tiitlile.

Näiteks Euroopa on täielikult kaetud soolase vee ookeaniga. Sukelduja on siin avarus - sügavus ulatub 100 km-ni - kui ainult selleks, et murda läbi kogu satelliidi katvast jääkoorest. Seni ei tea keegi, mida Jacques-Yves Cousteau tulevane järgija Euroopast leiab: mõned planeediteadlased viitavad, et siit võib leida eluks sobivaid tingimusi.

Teine Jupiteri kuu Io saab kahtlemata fotoblogijate lemmikuks. Lähedase ja tohutu planeedi võimas gravitatsioon deformeerub pidevalt, “kortsutab” satelliidi ja soojendab selle soolestikku tohutu temperatuurini. See energia tungib maapinnale geoloogilise tegevuse piirkondades ja toidab sadu pidevalt aktiivseid vulkaane. Satelliidi nõrga gravitatsiooni tõttu paiskavad pursked välja muljetavaldavad ojad, mis tõusevad sadade kilomeetrite kõrgusele. Fotograafid ootavad ülimalt suussulavaid kaadreid!

Saturn koos äärelinnadega

Fotograafia seisukohalt pole vähem ahvatlev muidugi ka Saturn oma säravate rõngastega. Eriti huvipakkuv võib olla ebatavaline torm planeedi põhjapooluse lähedal, mille kuju on peaaegu korrapärane kuusnurk külgedega peaaegu 14 tuhat km.

Kuid normaalseks puhkamiseks pole Saturn üldse kohanenud. Üldiselt on see sama gaasihiiglane nagu Jupiter, ainult hullem. Õhkkond on siin külm ja tihe ning kohalikud orkaanid võivad liikuda kiirem kui heli ja kiiremini kui kuul - registreeriti kiirus üle 1600 km / h.

Kuid Saturni kuu Titani kliima võib meelitada kohale terve hulga oligarhe. Asi pole aga üldsegi üllatavas maheduses ilmas. Titan on ainus meile teadaolev taevakeha, millel on vedelikutsükkel nagu Maal. Ainult vee rolli täidavad siin ... vedelad süsivesinikud.

Need ained, mis Maal moodustavad riigi peamise rikkuse - maagaas(metaan) ja muud põlevad ühendid - Titanil on vedelal kujul liiga palju: selleks on siin piisavalt külm (- 162 kraadi Celsiuse järgi). Metaan keerleb pilvedes ja sajab, täidab jõgesid, mis suubuvad peaaegu täieõiguslikesse meredesse... Pumpada - mitte pumbata!

Uraan

Mitte kõige kaugem, kuid kõige külmem planeet kogu päikesesüsteemis: siin võib “termomeeter” langeda ebameeldiva märgini – 224 kraadi Celsiuse järgi. See ei ole palju soojem kui absoluutne null. Millegipärast – võib-olla mõne suure kehaga kokkupõrke tõttu – Uraan pöörleb külili lamades ning planeedi põhjapoolus on pööratud Päikese poole. Peale võimsate orkaanide pole siin midagi vaadata.

Neptuun ja Triton

Neptuun (üleval) ja Triton (all)

Nagu teisedki gaasihiiglased, on ka Neptuun väga tormiline koht. Tormid võivad siin ulatuda suuremaks kui kogu meie planeet ja liikuda meile teadaoleva rekordkiirusega: peaaegu 2500 km / h. Peale selle on see igav koht. Neptuuni tasub külastada ainuüksi selle ühe satelliidi – Tritoni – tõttu.

Üldiselt on Triton sama külm ja üksluine nagu tema planeet, kuid turiste huvitab alati kõik mööduv ja hukkuv. Triton on vaid üks neist: satelliit läheneb aeglaselt Neptuunile ja mõne aja pärast rebib selle gravitatsioon laiali. Osa prahist langeb planeedile ja osa võib moodustada omamoodi rõnga, nagu Saturnil. Millal see täpselt juhtub, pole veel võimalik öelda: kuskil 10 või 100 miljoni aasta pärast. Nii et peaksite kiirustama, et oleks aega näha Tritonit - kuulsat "Dying Satellite".

Pluuto

Ilmajäetud kõrge auaste planeedil jäi Pluuto kääbustesse, kuid võime julgelt öelda: see on väga kummaline ja külalislahke koht. Pluuto orbiit on väga pikk ja tugevalt ovaalseks venitatud, mistõttu kestab aasta siin ligi 250 maa-aastat. Sel ajal muutub ilm palju.

Kuigi kääbusplaneedil valitseb talv, külmub see täielikult. Päikesele lähenedes soojeneb Pluuto. Metaanist, lämmastikust ja süsinikmonooksiidist koosnev pinnajää hakkab aurustuma, tekitades õhukese atmosfäärikihi. Ajutiselt muutub Pluuto täiesti täisväärtuslikuks planeediks ja samal ajal ka komeediks: oma kääbussuuruse tõttu ei jää gaas kinni, vaid kantakse sealt minema, tekitades saba. Tavalised planeedid niimoodi ei käitu.

Kõik need kliimaanomaaliad on üsna arusaadavad. Elu tekkis ja arenes just maapealsetes tingimustes, seega on siinne kliima meie jaoks peaaegu ideaalne. Isegi kõige hullemad Siberi pakased ja troopilised tormid näevad lapsiku vempu võrreldes sellega, mis Saturnil või Neptuunil puhkajaid ees ootab. Seetõttu on meie soovitus teile tulevikuks mitte raisata kauaoodatud puhkepäevi nendele eksootilistele kohtadele. Parem hoolitseme oma hubase eest, et isegi planeetidevahelise reisimise korral saaksid meie järeltulijad lõõgastuda Egiptuse rannas või linnast väljas, puhtal jõel.

A. Mihhailov, prof.

Teadus ja elu // Illustratsioonid

Kuu maastik.

Sulamispolaarlaik Marsil.

Marsi ja Maa orbiidid.

Lowelli Marsi kaart.

Kuhli Marsi mudel.

Antoniadi joonistus Marsist.

Arvestades küsimust elu olemasolust teistel planeetidel, räägime ainult meie päikesesüsteemi planeetidest, kuna me ei tea midagi nende endi planeedisüsteemidest, mis on meiega sarnased tähed. Tänapäevaste arusaamade järgi päikesesüsteemi tekke kohta võib isegi oletada, et tsentraalse tähe ümber tiirlevate planeetide teke on sündmus, mille tõenäosus on tühine ja seetõttu puudub valdaval enamusel tähtedel oma oma planeedisüsteemid.

Edasi tuleb teha reservatsioon, et me käsitleme planeetide elu küsimust tahes-tahtmata meie maisest vaatenurgast, eeldades, et see elu avaldub samades vormides nagu Maal, st eeldades eluprotsesse ja üldine struktuur organismid nagu maa peal. Sel juhul peavad planeedi pinnal elu arenemiseks eksisteerima teatud füüsikalis-keemilised tingimused, need ei tohi olla liiga kõrged ega liiga madal temperatuur, on vajalik vee ja hapniku olemasolu, samas kui orgaanilise aine aluseks peaksid olema süsinikuühendid.

planetaarsed atmosfäärid

Atmosfääri olemasolu planeetidel määrab nende pinnal avalduv gravitatsioonipinge. Suurtel planeetidel on piisavalt gravitatsioonijõudu, et hoida enda ümber gaasilist kesta. Tõepoolest, gaasimolekulid on pidevas kiires liikumises, mille kiiruse määravad selle gaasi keemiline olemus ja temperatuur.

Kerged gaasid - vesinik ja heelium - on suurima kiirusega; kui temperatuur tõuseb, siis kiirus suureneb. Normaalsetes tingimustes, st temperatuuril 0 ° ja atmosfäärirõhul, keskmine kiirus vesiniku molekul on 1840 m/sek ja hapniku molekul 460 m/sek. Kuid vastastikuste kokkupõrgete mõjul omandavad üksikud molekulid kiirused, mis on mitu korda suuremad kui näidatud keskmine arv. Kui ülemistes kihtides maa atmosfäär Kui vesinikumolekul ilmub kiirusega üle 11 km/sek, lendab selline molekul Maast eemale planeetidevahelisse ruumi, kuna gravitatsioonijõud on selle hoidmiseks ebapiisav.

Mida väiksem on planeet, seda vähem massiivne see on, seda väiksem on see piirav või, nagu öeldakse, kriitiline kiirus. Maa jaoks on kriitiline kiirus 11 km/s, Merkuuril vaid 3,6 km/s, Marsil 5 km/s, kõigist planeetidest suurimal ja massiivsemal Jupiteril 60 km/s. Sellest järeldub, et Merkuur ja isegi väiksemad kehad, nagu ka planeetide (sealhulgas meie Kuu) satelliidid ja kõik väikeplaneedid (asteroidid), ei suuda oma nõrga külgetõmbejõuga hoida atmosfääri kesta oma pinna lähedal. Marss suudab, kuigi raskustega, hoida Maal palju õhemat atmosfääri, kuid Jupiteri, Saturni, Uraani ja Neptuuni puhul on nende külgetõmme piisavalt tugev, et hoida endas võimsaid kergeid gaase, nagu ammoniaak ja metaani, sisaldav atmosfäär. ja võib-olla ka vaba vesinik.

Atmosfääri puudumine toob paratamatult kaasa vedela vee puudumise. Õhuvabas ruumis toimub vee aurustumine palju jõulisemalt kui atmosfäärirõhul; seetõttu muutub vesi kiiresti auruks, mis on väga kerge bassein, mis on sama saatusega nagu teised atmosfääri gaasid, st see lahkub planeedi pinnalt enam-vähem kiiresti.

On selge, et planeedil, millel puudub atmosfäär ja vesi, on elu arengu tingimused täiesti ebasoodsad ja me ei saa sellisel planeedil oodata ei taimede ega loomade elu. Kõik väikeplaneedid, planeetide satelliidid ja alates suuremad planeedid- Elavhõbe. Räägime natuke rohkem selle kategooria kahe keha kohta, nimelt Kuu ja Merkuuri kohta.

Kuu ja Merkuur

Nende kehade puhul on atmosfääri puudumine kindlaks tehtud mitte ainult ülaltoodud kaalutlustega, vaid ka otseste vaatlustega. Kui Kuu liigub üle taeva, tehes oma teed ümber Maa, katab see sageli tähed. Tähe kadumist Kuu ketta taha saab jälgida isegi läbi väikese toru ja see juhtub alati üsna momentaalselt. Kui Kuu paradiisi ümbritseks vähemalt haruldane atmosfäär, siis enne täielikku kadumist paistaks täht mõnda aega sellest atmosfäärist läbi ja tähe näiline heledus väheneks järk-järgult, lisaks valguse murdumise tõttu. , näib täht olevat oma kohalt nihkunud . Kõik need nähtused puuduvad täielikult, kui tähti katab Kuu.

Teleskoopide kaudu vaadeldavad Kuu maastikud hämmastavad nende valgustuse teravuse ja kontrastsusega. Kuu peal pole poolumbreid. Heledate, päikesepaisteliste kohtade kõrval on sügavad mustad varjud. See juhtub seetõttu, et atmosfääri puudumise tõttu Kuul pole päeval sinist taevast, mis oma valgusega varje pehmendaks; taevas on alati must. Kuul pole hämarust ja pärast päikeseloojangut saabub kohe pime öö.

Merkuur on meist kaugemal kui Kuu. Seetõttu ei saa me jälgida selliseid detaile nagu Kuul. Me ei tea selle maastiku tüüpi. Merkuuri poolt tähtede varjamine selle näilise väiksuse tõttu on äärmiselt haruldane ja miski ei viita sellele, et selliseid varjamisi oleks kunagi täheldatud. Kuid Päikeseketta ees toimuvad Merkuuri transiidid, kui me näeme, et see pisikese musta punkti kujul olev planeet hiilib aeglaselt üle ereda päikesepinna. Sel juhul on Merkuuri serv teravalt piiritletud ja neid nähtusi, mida Veenuse läbimisel Päikese eest nähti, Merkuuril ei täheldatud. Kuid siiski on võimalik, et Merkuuri ümbruses on säilinud väikesed jäljed atmosfäärist, kuid sellel atmosfääril on maaga võrreldes täiesti tühine tihedus.

Kuul ja Merkuuril on temperatuuritingimused eluks täiesti ebasoodsad. Kuu pöörleb ümber oma telje äärmiselt aeglaselt, mistõttu päev ja öö jätkuvad sellel neliteist päeva. Päikesekiirte kuumust õhuümbris ei reguleeri ja selle tulemusena tõuseb päeval Kuu pinnal temperatuur 120 °-ni, st üle vee keemistemperatuuri. Pika öö jooksul langeb temperatuur 150 kraadini alla nulli.

Kuuvarjutuse ajal jälgiti, kuidas veidi enam kui tunniga langes temperatuur 70° soojalt 80° alla nulli ja pärast varjutuse lõppu peaaegu samas lühiajaline tagasi oma algse väärtuse juurde. See tähelepanek viitab äärmiselt madalale soojusjuhtivusele kivid mis moodustavad Kuu pinna. päikese soojus ei tungi sügavale, vaid jääb kõige õhemasse ülemisse kihti.

Tuleb mõelda, et Kuu pind on kaetud kergete ja lahtiste vulkaaniliste tuffidega, võib-olla isegi tuhaga. Juba meetri sügavusel tasandatakse sooja ja külma kontrastid “nii palju, et tõenäoliselt valitseb seal keskmine temperatuur, mis erineb vähe keskmine temperatuur maa pind, st komponent, mis on mitu kraadi üle nulli. Võib juhtuda, et seal on säilinud mõned elusaine embrüod, kuid nende saatus on loomulikult kadestamisväärne.

Merkuuril on temperatuuritingimuste erinevus veelgi teravam. See planeet on alati ühel pool Päikese poole. Merkuuri päevasel poolkeral ulatub temperatuur 400 ° -ni, see tähendab, et see on plii sulamistemperatuurist kõrgem. Ja ööpoolkeral peaks pakane jõudma vedela õhu temperatuurini ja kui Merkuuril oli atmosfäär, siis öösel peaks see muutuma vedelaks ja võib-olla isegi külmuma. Ainult päeva- ja ööpoolkera piiril kitsas vööndis võivad olla eluks vähemalt mõnevõrra soodsad temperatuuritingimused. Arenenud orgaanilise elu võimalikkusele seal aga pole põhjust mõelda. Lisaks ei saanud atmosfääri jälgede juuresolekul vaba hapnikku selles hoida, kuna päevase poolkera temperatuuril ühineb hapnik jõuliselt enamiku keemiliste elementidega.

Seega, mis puudutab elu võimalikkust Kuul, on väljavaated üsna ebasoodsad.

Veenus

Erinevalt Merkuurist on Veenusel teatud paksu atmosfääri tunnused. Kui Veenus möödub Päikese ja Maa vahelt, ümbritseb teda valgusrõngas – see on tema atmosfäär, mida valguses valgustab Päike. Sellised Veenuse transiidid päikeseketta ees on väga haruldased: viimane läbimäng toimus aastal 18S2, järgmine toimub aastal 2004. Samas peaaegu igal aastal läbib Veenus, kuigi mitte läbi päris päikeseketta, vaid piisavalt lähedalt sellele ja siis on see nähtav väga kitsa poolkuu kujul, nagu Kuu vahetult pärast noorkuud. Perspektiiviseaduste kohaselt peaks Päikese poolt valgustatud Veenuse poolkuu tegema täpselt 180 ° kaare, kuid tegelikkuses täheldatakse pikemat eredat kaare, mis tekib päikesekiirte peegeldumisel ja paindumisel atmosfääris. Veenus. Teisisõnu on Veenusel hämarus, mis pikendab päeva pikkust ja valgustab osaliselt selle öist poolkera.

Veenuse atmosfääri koostis on endiselt halvasti mõistetav. 1932. aastal tuvastati spektraalanalüüsi abil esinemine suur hulk süsinikdioksiid, mis vastab standardtingimustes (st 0 ° ja 760 mm rõhul) 3 km paksusele kihile.

Veenuse pind tundub meile alati pimestavalt valge ja ilma märgatavate püsivate laikude või piirjoonteta. Arvatakse, et Veenuse atmosfääris on alati paks valgete pilvede kiht, mis katab täielikult planeedi tahke pinna.

Nende pilvede koostis pole teada, kuid tõenäoliselt on tegemist veeauruga. Mis nende all on, seda me ei näe, kuid selge on see, et pilved peavad mõõdukalt päikesekiirte kuumust, mis Päikesele Maast lähemal asuval Veenusel muidu ülemäära tugev oleks.

Temperatuurimõõtmised andsid päeval poolkeral umbes 50-60° sooja, ööseks 20° pakast. Selliseid kontraste seletatakse Veenuse aeglase pöörlemisega ümber telje. Kuigi selle täpne pöörlemisperiood pole planeedi pinnal märgatavate laikude puudumise tõttu teada, kestab päev Veenusel ilmselt mitte vähem kui meie 15 päeva.

Millised on eluvõimalused Veenusel?

Selles küsimuses on teadlased eriarvamusel. Mõned usuvad, et kogu selle atmosfääri hapnik on keemiliselt seotud ja eksisteerib ainult süsinikdioksiidi osana. Kuna sellel gaasil on madal soojusjuhtivus, peaks sel juhul temperatuur Veenuse pinna lähedal olema üsna kõrge, võib-olla isegi vee keemistemperatuuri lähedal. See võib seletada suure hulga veeauru olemasolu selle atmosfääri ülemistes kihtides.

Pange tähele, et ülaltoodud Veenuse temperatuuri määramise tulemused viitavad pilvkatte välispinnale, s.o. üsna kõrgele selle tahke pinna kohal. Igal juhul tuleb mõelda, et olud Veenusel meenutavad kasvuhoonet või talveaeda, kuid ilmselt palju kõrgema temperatuuriga.

Marss

Elu olemasolu küsimuse seisukohast pakub suurimat huvi planeet Marss. See on paljuski sarnane Maaga. Selle pinnal selgelt nähtavate laikude põhjal on kindlaks tehtud, et Marss pöörleb ümber oma telje, tehes ühe tiiru 24 tunni ja 37 meetri jooksul, mistõttu toimub sellel peaaegu sama kaua kestev päeva ja öö vaheldumine. Maal.

Marsi pöörlemistelg moodustab oma orbiidi tasapinnaga 66 ° nurga, mis on peaaegu sama, mis Maa oma. Selle telje kalde tõttu Maal muutuvad aastaajad. Ilmselgelt on Marsil sama muutus, kuid ainult iga aastaaeg Maal on meie omast peaaegu kaks korda pikem. Põhjus on selles, et Marss, olles Päikesest Maast keskmiselt poolteist korda kaugemal, teeb oma tiiru ümber Päikese ligi kahe Maa aastaga, täpsemalt 689 päevaga.

Marsi pinna kõige selgem detail, mis on märgatav läbi teleskoobi vaadatuna, on valge laik, mis oma asukohas ühtib selle ühe poolusega. Koht on kõige paremini nähtav lõunapoolus Marss, sest Maale lähimatel perioodidel on Marss kallutatud Päikese ja Maa poole koos lõunapoolkeraga. On märgatud, et talve tulekuga Marsi vastaval poolkeral hakkab valge laik suurenema ja suvel väheneb. Oli isegi juhtumeid (näiteks 1894. aastal), kui polaarlaik kadus sügisel peaaegu täielikult. Võib arvata, et tegemist on lume või jääga, mis talvel ladestub õhukese kattena planeedi pooluste lähedusse. Et see kate on väga õhuke, tuleneb ülaltoodud tähelepanekust valge laigu kadumise kohta.

Marsi kauguse tõttu Päikesest on temperatuur sellel suhteliselt madal. Suvi on seal väga külm ja ometi juhtub, et polaarlume sulab täielikult. Suve pikk kestvus ei kompenseeri piisavalt soojapuudust. Sellest järeldub, et lund sajab seal vähe, võib-olla vaid paar sentimeetrit, on isegi võimalik, et valged polaarlaigud ei koosne lumest, vaid härmast.

See asjaolu on täielikult kooskõlas tõsiasjaga, et kõigi andmete kohaselt on Marsil vähe niiskust, vähe vett. Mered ja suuri veeruume sellel ei leitud. Pilvi on selle atmosfääris väga harva täheldatud. Planeedi pinna väga oranži värvi, mille tõttu Marss paistab palja silmaga punase tähena (sellest ka selle nimi Vana-Rooma sõjajumala järgi), seletab enamik "vaatlejaid" sellega, et Marsi pind on veevaba liivane kõrb raudoksiididega värvitud.

Marss liigub ümber Päikese märgatavalt pikliku ellipsina. Tänu sellele varieerub selle kaugus Päikesest üsna laias vahemikus - 206–249 miljonit km. Kui Maa on Marsiga Päikesega samal küljel, tekivad nn Marsi opositsioonid (sest Marss on sel ajal Päikesest vastaspoolel taevast). Opositsioonide ajal vaadeldakse Marsi soodsates tingimustes öötaevas. Vastulaused vahelduvad keskmiselt 780 päeva või kahe aasta ja kahe kuu pärast.

Kuid mitte igas opositsioonis läheneb Marss Maale kõige lühema vahemaa tagant. Selleks on vaja, et opositsioon langeks kokku Marsi Päikesele lähima lähenemise ajaga, mis juhtub ainult iga seitsmes või kaheksas opositsioon, see tähendab umbes viieteistkümne aasta pärast. Selliseid vastandusi nimetatakse suurteks vastandusteks; need toimusid aastatel 1877, 1892, 1909 ja 1924. Järgmine suur vastasseis toimub 1939. aastal. Just nendele kuupäevadele on ajastatud peamised Marsi vaatlused ja sellega seotud avastused. Marss oli Maale kõige lähemal 1924. aasta opositsiooni ajal, kuid ka siis oli selle kaugus meist 55 miljonit km. Marss pole kunagi Maale lähemal.

Kanalid Marsil

1877. aastal avastas Itaalia astronoom Schiaparelli suhteliselt tagasihoidliku teleskoobiga, kuid Itaalia läbipaistva taeva all vaatlusi tehes Marsi pinnalt lisaks tumedatele laigudele, ehkki ekslikult meredeks nimetatud terve kitsaste sirgjoonte võrgustiku või triibud, mida ta nimetas väinadeks (itaalia keeles canale). Seetõttu hakati sõna "kanal" kasutama teistes keeltes nende salapäraste moodustiste tähistamiseks.

Schiaparelli koostas oma aastatepikkuste vaatluste tulemusena üksikasjalik kaart Marsi pind, millele on tõmmatud sadu kanaleid, mis ühendavad sooblite vahel "merede" tumedaid laike. Hiljem avastas Ameerika astronoom Lowell, kes ehitas Arizonasse Marsi vaatlemiseks isegi spetsiaalse observatooriumi, kanalid "merede" pimedates ruumides. Ta leidis, et nii "mered" kui ka kanalid muudavad oma nähtavust olenevalt aastaajast: suvel muutuvad need tumedamaks, mõnikord omandades hallikasroheka varjundi, talvel muutuvad kahvatuks ja pruunikaks. Lowelli kaardid on isegi detailsemad kui Schiaparelli kaardid, neile on märgitud palju kanaleid, mis moodustavad keerulise, kuid üsna korrapärase geomeetrilise võrgustiku.

Marsil täheldatud nähtuste selgitamiseks töötas Lowell välja teooria, mis võeti laialdaselt vastu peamiselt amatöörastronoomide seas. See teooria taandub järgmisele.

Planeedi Lowelli oranž pind, nagu enamik teisi vaatlejaid, on liivane tühermaa. “Merede” tumedateks laikudeks peab ta taimestikuga kaetud alasid – põlde ja metsi. Ta peab kanaleid niisutusvõrguks, läbiviidud tundlikud olendid elavad planeedi pinnal. Kanalid ise pole aga meile Maalt nähtavad, kuna nende laius pole selleks kaugeltki piisav. Maalt nähtavaks saamiseks peavad kanalid olema vähemalt kümnete kilomeetrite laiused. Seetõttu arvab Lowell, et me näeme ainult laia taimestiku riba, mis avab oma rohelised lehed, kui kanal ise, mis asub selle riba keskel, on kevadel täidetud veega, mis voolab poolustelt, kus see asub. tekkis polaarlumede sulamisel.

Kuid tasapisi hakkasid tekkima kahtlused selliste otsekoheste kanalite tegelikkuses. Kõige indikatiivsem oli tõsiasi, et kõige võimsamate kaasaegsete teleskoopidega relvastatud vaatlejad ei näinud ühtegi kanalit, vaid jälgisid ainult ebatavaliselt rikkalikku pilti erinevatest detailidest ja varjunditest Marsi pinnal, millel aga puudusid korrapärased geomeetrilised piirjooned. Ainult vaatlejad, kes kasutasid tööriistu keskmise tugevusega, nägin ja visandasin kanaleid. Seetõttu tekkis tugev kahtlus, et kanalid kujutavad endast ainult optilist illusiooni (optilist illusiooni), mis tekib äärmise silmade pingega. Palju tööd ja erinevaid kogemusi viidi läbi selle asjaolu selgitamiseks.

Kõige veenvamad on saksa füüsiku ja füsioloogi Kühli saadud tulemused. Nad korraldasid Marsi kujutava erimudeli. Kühl kleepis tumedale taustale tavalisest ajalehest välja lõigatud ringi, millele oli asetatud mitu halli täppi, mis meenutasid Marsi "merede" piirjooni. Kui vaadelda sellist mudelit lähedalt, siis on selgelt näha, millega on tegu - saab lugeda ajaleheteksti ja illusiooni ei teki. Kui aga liikuda kaugemale, siis õige valgustuse korral hakkavad tekkima sirged õhukesed triibud, mis lähevad ühest tumedast kohast teise ja pealegi ei lange kokku trükiteksti ridadega.

Kuhl uuris seda nähtust üksikasjalikult.

Ta näitas, et kolm on paljude pisidetailide ja varjundite olemasolu, muutudes järk-järgult üksteiseks, kui silm ei suuda neid tabada “kõigi detailide puhul on soov kombineerida neid detaile lihtsamatega. geomeetrilised mustrid, mille tulemusena tekib sirgete triipude illusioon seal, kus puuduvad korrapärased piirjooned. Kaasaegne silmapaistev vaatleja Antoniadi, kes on samal ajal hea kunstnik, maalib Marsi täpiliseks, ebakorrapäraste detailide massiga, kuid ilma sirgjooneliste kanaliteta.

Võib arvata, et selle probleemi lahendab kõige paremini kolm fotograafiaabi. Fotoplaati ei saa petta: tundub, et see peaks näitama, mis Marsil tegelikult eksisteerib. Kahjuks ei ole. Fotograafia, mis tähtede ja udukogude puhul on planeetide pinna suhtes nii palju andnud, annab vähem kui see, mida vaatleja silm sama instrumendiga näeb. Seda seletatakse asjaoluga, et isegi kõige suuremate ja pikima fookusega instrumentide abil saadud Marsi kujutis plaadil osutub mõõtmetelt väga väikeseks – ainult kuni 2 mm läbimõõduga. sellisel pildil ei ole võimalik suuri detaile välja tuua.Fotodel on defekt, millest tänapäeva Leica tüüpi seadmetega pildistavad fotograafiahuvilised nii palju kannatavad.Nimelt ilmneb pildi teralisus, mis varjab kõik pisidetailid .

Elu Marsil

Erinevate valgusfiltrite kaudu tehtud fotod Marsist aga tõestasid selgelt atmosfääri olemasolu Marsil, kuigi palju haruldasemat kui Maal. Mõnikord on õhtul selles atmosfääris märgata eredaid punkte, mis tõenäoliselt on rünkpilved. Kuid üldiselt on Marsi pilvisus tühine, mis on kooskõlas sellel oleva väikese veekogusega.

Peaaegu kõik Marsi vaatlejad nõustuvad nüüd, et "merede" tumedad laigud tähistavad tõepoolest taimedega kaetud alasid. Selles osas leiab Lowelli teooria kinnitust. Kuid kuni suhteliselt hiljuti oli üks takistus. Küsimuse muutsid keeruliseks temperatuuritingimused Marsi pinnal.

Kuna Marss asub Päikesest poolteist korda kaugemal kui Maa, saab ta kaks ja veerand korda vähem soojust. Küsimus, millise temperatuurini suudab nii tühine soojushulk selle pinna soojendada, sõltub Marsi atmosfääri struktuurist, mis on meile tundmatu paksuse ja koostisega “kasukas”.

Hiljuti õnnestus otsemõõtmistega määrata Marsi pinnatemperatuuri. Selgus, et ekvatoriaalsetes piirkondades tõuseb keskpäeval temperatuur 15-25°C-ni, kuid õhtuks saabub tugev jahenemine ning ööga kaasnevad ilmselt pidevad kõvad külmad.

Tingimused Marsil on sarnased kõrgete mägede omadega: haruldane ja läbipaistev õhk, märkimisväärne kuumenemine otsesest päikesevalgusest, külm varjus ja tugevad öökülmad. Tingimused on kahtlemata väga karmid, kuid arvata võib, et taimed on nii aklimatiseerunud, kohanenud kui ka niiskuse puudumisega.

Niisiis võib taimede olemasolu Marsil pidada peaaegu tõestatuks, kuid loomade ja veelgi enam intelligentsete kohta ei saa me veel midagi kindlat öelda.

Mis puudutab teisi Päikesesüsteemi planeete - Jupiter, Saturn, Uraan ja Neptuun, siis on neil raske oletada elu võimalikkust järgmistel põhjustel: esiteks Päikesest kaugusest tingitud madal temperatuur ja teiseks mürgine. nende atmosfäärist hiljuti avastatud gaasid – ammoniaak ja metaan. Kui neil planeetidel on tahke pind, siis on see peidus kuskil suurel sügavusel, samas kui me näeme ainult nende ülivõimsa atmosfääri ülemisi kihte.

Veelgi vähem tõenäoline on elu Päikesest kõige kaugemal planeedil, hiljuti avastatud Pluutol, oh füüsilised tingimused mida me veel ei tea.

Seega võib kõigist meie päikesesüsteemi planeetidest (välja arvatud Maa) kahtlustada elu olemasolu Veenusel ja pidada elu olemasolu Marsil peaaegu tõestatuks. Aga see kõik puudutab muidugi olevikku. Aja jooksul võivad planeetide arenguga tingimused dramaatiliselt muutuda. Andmete puudumise tõttu me sellest ei räägi.

Planeetide ja nende satelliitide atmosfäär – selle tiheduse ja koostise määravad planeetide läbimõõt ja mass, kaugus Päikesest, nende tekke ja arengu iseärasused. Mida kaugemal planeet Päikesest paikneb, seda lenduvamad komponendid olid ja sisalduvad praegu selle koostises; mida väiksem on planeedi mass, seda väiksem on selle võime neid lenduvaid aineid kinni hoida jne. Tõenäoliselt on maapealse rühma planeedid juba ammu kaotanud oma esmase atmosfääri. Päikesele kõige lähemal asuval planeedil Merkuur, millel on suhteliselt väike mass (ei suuda gravitatsiooniväljas hoida molekule, mille aatommass on alla 40) ja kõrge pinnatemperatuur, atmosfäär praktiliselt puudub (CO 2 = 2000 atm-cm) . Inertgaasidest - argoonist, neoonist ja heeliumist - koosnev atmosfäärikoroon. Ilmselt on argoon ja heelium radiogeensed ja satuvad pidevalt atmosfääri elavhõbedat moodustavate kivimite omamoodi "emanatsiooni" ja võib-olla ka endogeensete protsesside tõttu. Neooni olemasolu on mõistatus. Raske on oletada, et Merkuuri algses aines võis olla nii palju neooni, et see ikkagi selle planeedi sisikonnast välja paistaks, eriti kuna sellel planeedil pole leitud kindlaid tõendeid plutoonilise aktiivsuse kohta.

Veenusel on maapealsetest planeetidest kõige soojem ja võimsaim atmosfäär. Planeedi atmosfäär on 97% CO 2, selles leiti 0 2, N 2 ja H 2 0. Temperatuur pinnal ulatub 747 + 20 K, rõhk on (8,83 + 0,15) 10 6 Pa. Veenuse atmosfäär on suure tõenäosusega tema sisemise tegevuse tulemus. A. P. Vinogradov uskus, et kogu Veenuse atmosfääri CO 2 on tingitud kõigi karbonaatide degaseerimisest selle pinna kõrgel temperatuuril. Ilmselt pole see päris tõsi, sest pole selge, kuidas need karbonaadid siis tekkida võivad? On ebatõenäoline, et Veenuse pinnatemperatuur oli minevikus oluliselt madalam, on ebatõenäoline, et selle pinnal oli kunagi hüdrosfäär ja seetõttu ei saanud karbonaate tekkida. Oli arvamus, et Veenus kaotas kogu vee selle atmosfääris olevate molekulide dissotsieerumise tõttu vesinikuks ja hapnikuks, millele järgnes vesiniku hajumine kosmosesse. Hapnik aga astus keemilistesse reaktsioonidesse süsihappegaasiga, mis viis atmosfääri rikastamiseni süsihappegaasiga. Võib-olla see nii oligi, kuid siis tuleb eeldada plutonismi olemasolu Veenuses, mis tagab üha uute aineosade varumise selle sügavusest reaktsioonitsooni hapnikuga ehk maapinnale, mida andmed näivad kinnitavat. saadud Venera-13 ja Venera-14 uuringute tulemusena.

Marsil on väike atmosfäär, mille rõhk põhjas on olenevalt tingimustest vahemikus (2,9-8,8) 10 2 Pa. Viking-1 jaama maandumisalal oli õhurõhk 7,6-10 2 Pa. Marsi atmosfääri mass põhjapoolkeral on veidi suurem kui lõunapoolkeral. Atmosfäärist on leitud vähesel määral veeauru ja osooni jälgi. Marsi pinna temperatuur varieerub sõltuvalt laiuskraadist ja ulatub polaarmütside piiril 140-150 K. Ekvatoriaalpiirkondade pinnal võib päeval temperatuur olla 300 K, öösel langeb 180 K-ni. Maksimaalne jahtumine toimub Marsi kõrgetel laiuskraadidel pika polaaröö ajal. Kui temperatuur langeb 145 K-ni, algab atmosfääri süsihappegaasi kondenseerumine, kuid enne seda külmub veeaur atmosfäärist välja. Marsi polaarkübarad koosnevad tõenäoliselt alumisest vesijääkihist, mis on pealt kaetud tahke süsihappegaasiga.

Suurte planeetide Jupiteri, Saturni ja Uraani atmosfäär koosneb vesinikust, heeliumist, metaanist; Jupiteri atmosfäär on teiste seas võimsaim välisplaneedid. Foto- ja IR spektrite analüüsi põhjal välisplaneetide atmosfäärides erinevad valguse peegeldumise mudelid, lisaks domineerivad H 2 , CH 4 , H 3 ja He sellised komponendid nagu C 2 H 2 , C 2 H 6, tuvastati ka PH 3; võimalus keerulisemaks orgaaniline aine. H/He suhe on umbes 10, s.t päikeseenergia lähedane; vesiniku isotoopide D/H suhe näiteks Jupiteri puhul on 2-10-5, mis on lähedane tähtedevahelisele suhtele 1,4-10-5 . Eelneva põhjal võime järeldada, et välisplaneetide aines ei toimu tuumatransformatsioone isegi moodustumise hetkest alates Päikesesüsteem kergeid gaase välisplaneetide atmosfäärist ei eemaldatud. .Väga tähelepanuväärne on ka selline nähtus nagu atmosfääri olemasolu välisplaneetide satelliitidel. Isegi sellistel Jupiteri satelliitidel nagu Io ja Europa, mille massid on Kuu massile lähedased, on sellegipoolest atmosfäär ja eriti Io satelliiti ümbritseb naatriumipilv. Io ja Titani atmosfäär on punaka varjundiga ning selle värvuse põhjustajaks on leitud erinevad ühendid.

Päikesel, kaheksal planeedil üheksast (välja arvatud Merkuur) ja kolmel satelliidist kuuekümne kolmest on atmosfäär. Igal atmosfääril on oma eripära keemiline koostis ja käitumist, mida nimetatakse "ilmaks". Atmosfäärid jagunevad kahte rühma: maapealsete planeetide jaoks määrab mandrite või ookeani tihe pind tingimused atmosfääri alumisel piiril ning gaasihiiglastel on atmosfäär praktiliselt põhjatu.

Planeetide kohta eraldi:

1. Merkuuril praktiliselt puudub atmosfäär - ainult üliharuldane heeliumi kest, mille tihedus on maakera atmosfääris 200 km kõrgusel.Tõenäoliselt tekib heelium lagunemise käigus radioaktiivsed elemendid planeedi soolestikus Merkuuril on nõrk magnetväli ja satelliite pole.

2. Veenuse atmosfäär koosneb peamiselt süsihappegaasist (CO2), samuti vähesel määral lämmastikust (N2) ja veeaurust (H2O).Väikeste lisanditena leiti vesinikkloriidhapet (HCl) ja vesinikfluoriidhapet (HF). Pinnarõhk 90 baari (nagu maameres 900 m sügavusel), temperatuur on kogu pinnal nii päeval kui öösel ca 750 K. Selle põhjus kõrge temperatuur Veenuse pinna lähedal, mida ei nimetata päris täpselt "kasvuhooneefektiks": päikesekiired läbivad suhteliselt kergesti selle atmosfääri pilvi ja soojendavad planeedi pinda, kuid pinna enda termiline infrapunakiirgus pääseb sealt läbi. atmosfääri suurte raskustega tagasi kosmosesse.

3. Marsi haruldane atmosfäär koosneb 95% süsihappegaasist ja 3% lämmastikust.Veeauru, hapnikku ja argooni esineb väikestes kogustes. Keskmine rõhk maapinnal on 6 mbar (s.o 0,6% maakera omast).Nii madalal rõhul ei saa vedelat vett olla. Ööpäeva keskmine temperatuur on 240 K, suvel ulatub maksimum ekvaatoril 290-ni. K. Päevased temperatuurikõikumised on umbes 100 K. Seega on Marsi kliima külma, veetustatud kõrgkõrbe kliima.

4. Jupiteri teleskoop näitab ekvaatoriga paralleelseid pilveribasid, milles heledad tsoonid on põimitud punakate vöödega. Tõenäoliselt on heledad tsoonid ülesvoolu alad, kus on nähtavad ammoniaagipilvede tipud, punakad vöödid on seotud allavooluga, heledad. mille värvuse määravad ammooniumvesiniksulfaat, samuti punase fosfori, väävli ja orgaaniliste polümeeride ühendid. Lisaks vesinikule ja heeliumile CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 ja GeH4 on Jupiteri atmosfääris spektroskoopiliselt tuvastatud.

5. Teleskoobis ei tundu Saturni ketas nii suurejooneline kui Jupiter: sellel on pruunikasoranž värvus ning nõrgalt väljendunud vööd ja tsoonid. Põhjus on selles, et tema atmosfääri ülemised piirkonnad on täidetud valgust hajutava ammoniaagiga ( NH3) udu.Saturn asub Päikesest kaugemal, mistõttu on tema ülemise atmosfääri temperatuur (90 K) 35 K madalam kui Jupiteril ja ammoniaak on kondenseerunud olekus.Sügavuse korral tõuseb atmosfääri temperatuur 1,2 K / km, seega sarnaneb pilve struktuur Jupiteri omaga: ammooniumhüdrosulfaadi pilvekihi all on veepilvede kiht. Lisaks vesinikule ja heeliumile on Saturni atmosfääris spektroskoopiliselt tuvastatud CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 ja PH3.

6. Uraani atmosfäär sisaldab peamiselt vesinikku, 12-15% heeliumi ja mõningaid muid gaase.Atmosfääri temperatuur on umbes 50 K, kuigi ülemistes haruldaste kihtides tõuseb päeval 750 K ja öösel 100 K.

7. Neptuuni atmosfäärist avastati Suur Tume Laik ja keerisvoolude kompleksne süsteem.

8. Pluutol on väga piklik ja kaldus orbiit, periheelis läheneb ta Päikesele 29,6 AÜ ja taandub afeelil 49,3 AU. Pluuto läbis periheeli 1989. aastal; aastatel 1979–1999 oli see Päikesele lähemal kui Neptuun. Kuid Pluuto orbiidi suure kalde tõttu ei ristu tema teekond kunagi Neptuuniga.Pluuto keskmine pinnatemperatuur on 50 K, see muutub afeelist periheeliks 15 K võrra, mis on nii madalatel temperatuuridel üsna märgatav.Eelkõige see toob kaasa haruldase metaani atmosfääri ilmumise planeedi periheeli läbimise perioodil, kuid selle rõhk on 100 000 korda väiksem kui Maa atmosfääri rõhk Pluuto ei suuda atmosfääri pikka aega hoida, kuna see on väiksem kui kuu.

Mis võib olla seos atmosfääri olemasolu planeedil ja selle ümber telje pöörlemise kestuse vahel? Näib, et mitte ühtegi. Ja ometi oleme Päikesele lähima planeedi Merkuuri näitel veendunud, et mõnel juhul on selline seos olemas.

Gravitatsiooni poolest võib Merkuur oma pinnal hoida atmosfääri, mis on sama koostisega kui Maa, kuigi mitte nii tihe.

Kiirus, mis on vajalik elavhõbeda külgetõmbe täielikuks ületamiseks selle pinnal, on 4900 m / s ja seda kiirust madalatel temperatuuridel ei saavuta meie atmosfääri kiireimad molekulid). Ja ometi pole Merkuuril atmosfääri. Põhjus on selles, et see liigub ümber Päikese nagu Kuu liikumine ümber Maa, see tähendab, et ta on alati sama küljega silmitsi keskvalgustiga. Aeg ümber orbiidi (88 päeva) on võrdne ümber telje pöörlemise ajaga. Seetõttu on Merkuuri ühel küljel – sellel, mis on alati Päikese poole pööratud – katkematu päev ja igavene suvi; teisel pool, Päikesest ära pööratud, valitseb katkematu öö ja igavene talv.

Sellise erakordsega kliimatingimused mis peaks juhtuma planeedi atmosfääriga? Ilmselgelt pakseneb atmosfäär öösel kohutava külma mõjul vedelikuks ja külmub. Järsu languse tõttu atmosfääri rõhk planeedi päevase poole gaasiümbris kihutab sinna ja tahkub omakorda. Selle tulemusena peaks kogu atmosfäär kogunema tahkel kujul planeedi öisele küljele või õigemini selle sellesse ossa, kuhu Päike üldse ei vaata. Seega on atmosfääri puudumine Merkuuril füüsikaliste seaduste vältimatu tagajärg.

Samadel põhjustel, miks atmosfääri olemasolu Merkuuril on lubamatu, peame ka tagasi lükkama oletuse, mida sageli väljendatakse, et Kuu nähtamatul küljel on atmosfäär. Etteruttavalt võib öelda, et kui Kuu ühel küljel pole atmosfääri, siis ei saa see olla ka teisel pool). See punkt on tõega vastuolus. fantaasiaromaan Wells, Esimesed mehed Kuul. Kirjanik tunnistab, et Kuul on õhku, mis järjepideva 14-päevase öö jooksul jõuab pakseneda ja külmuda ning päeva algusega läheb taas gaasilisse olekusse, moodustades atmosfääri. Midagi sellist ei saa aga juhtuda. "Kui," kirjutas prof. O. D. Khvolson, - Kuu pimedal poolel õhk tahkub, siis peaks peaaegu kogu õhk valguselt pimedale poole minema ja seal ka külmuma. Päikesevalguse mõjul peaks tahke õhk muutuma gaasiks, mis läheb kohe edasi tume pool ja seal taheneda... Õhu destilleerimine peab toimuma pidevalt ning mitte kusagil ega kunagi ei saavuta see märgatavat elastsust.

On isegi kindlaks tehtud, et atmosfääris, täpsemalt Veenuse stratosfääris, on palju süsihappegaasi – kümme tuhat korda rohkem kui maakera atmosfääris.