Kurai planētai nav atmosfēras? Detalizēta analīze. Kāpēc Merkūram nav atmosfēras?

Patiesībā arī nākotnē, kad brīvdienas kaut kur ap Jupiteru būs tikpat ierastas kā šodien – Ēģiptes pludmalē, galvenais tūrisma centrs joprojām paliks Zeme. Iemesls tam ir vienkāršs: vienmēr ir labs laiks. Bet uz citām planētām un satelītiem tas ir ļoti slikti.

Merkurs

Planētas Merkurs virsma atgādina Mēness virsmu

Lai gan dzīvsudrabam vispār nav atmosfēras, tam ir klimats. Un rada to, protams, dedzinošo Saules tuvumu. Un tā kā gaiss un ūdens nevar efektīvi pārnest siltumu no vienas planētas daļas uz otru, šeit notiek patiesi nāvējošas temperatūras izmaiņas.

Dzīvsudraba dienas pusē virsma var sasilt līdz 430 grādiem pēc Celsija – pietiekami, lai izkausētu alvu, bet nakts pusē – noslīdēt līdz –180 grādiem pēc Celsija. Uz šausminošā karstuma fona dažu krāteru apakšā ir tik auksts, ka netīrs ledus ir saglabājies šajā mūžīgajā ēnā miljoniem gadu.

Dzīvsudraba rotācijas ass nav sasvērta, tāpat kā Zemei, bet ir stingri perpendikulāra orbītai. Tāpēc jūs šeit neapbrīnosiet gadalaiku maiņu: maksā vienādi laikapstākļi visu gadu. Turklāt viena diena uz planētas ilgst aptuveni pusotru mūsu gada.

Venera

Krāteri uz Veneras virsmas

Atzīsim: nepareizā planēta tika nosaukta par Venēru. Jā, rītausmas debesīs viņa patiešām spīd kā tīrs ūdens dārgakmens. Bet tas ir līdz brīdim, kad tu viņu labāk iepazīsi. Kaimiņplanētu var uzskatīt par vizuālu palīglīdzekli jautājumā par to, ko spēj radīt visas robežas pārkāpušais siltumnīcas efekts.

Venēras atmosfēra ir neticami blīva, nemierīga un agresīva. Sastāv galvenokārt no oglekļa dioksīda, tas absorbē vairāk saules enerģija nekā tas pats Merkurs, lai gan tas atrodas daudz tālāk no Saules. Tāpēc planēta ir vēl karstāka: gandrīz nemainīga gada laikā, temperatūra šeit tiek uzturēta ap 480 grādiem pēc Celsija. Ja tam vēl pieskaita atmosfēras spiedienu, ko uz Zemes var iegūt, tikai iegremdējot okeānā kilometra dziļumā, un diez vai tu vēlēsies šeit atrasties.

Bet tā nav visa patiesība par skaistules slikto raksturu. Uz Veneras virsmas nepārtraukti izvirda spēcīgi vulkāni, piepildot atmosfēru ar kvēpu un sēra savienojumiem, kas ātri pārvēršas sērskābe. Jā, uz šīs planētas līst skābie lietus – un tiešām skābi, kas viegli atstātu brūces uz ādas un sarūsētu tūristu fototehniku.

Tomēr tūristi šeit pat nevarētu iztaisnoties, lai nofotografētos: Veneras atmosfēra griežas daudz ātrāk nekā viņa pati. Uz Zemes gaiss ap planētu apbrauc gandrīz gada laikā, uz Venēras - četrās stundās, radot pastāvīgu viesuļvētras spēka vēju. Nav pārsteidzoši, ka pat īpaši apmācīti kosmosa kuģis nevarēja izdzīvot ilgāk par dažām minūtēm šajā pretīgajā klimatā. Labi, ka uz mūsu dzimtās planētas tāda nav. Mūsu dabai nav slikti laikapstākļi, kas tiek apstiprināts vietnē http://www.gismeteo.ua/city/daily/4957/, un tā ir laba ziņa.

Marss

Marsa atmosfēra, attēls, ko uzņēmis mākslīgais pavadonis Viking 1976. gadā. Kreisajā pusē redzams Galles "smaidiņa krāteris"

Aizraujoši atradumi, kas veikti uz Sarkanās planētas pēdējie gadi, parāda, ka Marss tālā pagātnē bija ļoti atšķirīgs. Pirms miljardiem gadu tā bija mitra planēta ar labu atmosfēru un milzīgām ūdenstilpnēm. Dažviet uz tās saglabājušās senās piekrastes pēdas - bet tas arī viss: šodien labāk šeit nenokļūt. Mūsdienu Marss ir kails un miris ledains tuksnesis, caur kurām ik pa brīdim izplūst spēcīgas putekļu vētras.

Uz planētas nav blīvas atmosfēras, kas ilgstoši varētu noturēt siltumu un ūdeni. Kā tas pazuda, joprojām nav īsti skaidrs, bet, visticamāk, Marsam vienkārši nav pietiekami daudz “pievilcības spēka”: apmēram divas reizes mazāks par Zemi, tam ir gandrīz trīs reizes mazāks gravitācijas spēks.

Rezultātā šeit pie poliem valda pamatīgs aukstums un saglabājas polārie cepures, kas sastāv galvenokārt no “sausā sniega” – sasaluša oglekļa dioksīda. Jāatzīst, ka ekvatora tuvumā dienas temperatūra var būt ļoti ērta, ap 20 grādiem pēc Celsija. Bet, tomēr, naktī vēl noslīdēs vairākus desmitus grādu zem nulles.

Neskatoties uz atklāti vājo Marsa atmosfēru, sniega vētras tā polios un putekļu vētras citās daļās nav nekas neparasts. Samumi, hamsīni un citi novājinoši tuksneša vēji, kas nes neskaitāmus visu caururbjošu un dzeloņu smilšu graudu, vēji, kas sastopami tikai dažos Zemes reģionos, šeit var aptvert visu planētu, padarot to pilnīgi nefotografējamu vairākas dienas.

Jupiters un apkārtne

Lai novērtētu Jupitera vētru mērogu, pat jaudīgs teleskops nav nepieciešams. Iespaidīgākais no tiem - Lielais Sarkanais plankums - nav norimis vairākus gadsimtus un ir trīs reizes lielāks par visu mūsu Zemi. Taču drīzumā viņš var zaudēt savu ilglaicīgā līdera amatu. Pirms dažiem gadiem astronomi uz Jupitera atklāja jaunu virpuli Oval BA, kas vēl nesasniedz Lielā Sarkanā plankuma izmēru, bet pieaug satraucošā ātrumā.

Nē, Jupiters diez vai piesaistīs pat ekstrēmas atpūtas cienītājus. Šeit pastāvīgi pūš viesuļvētras vēji, tie aptver visu planētu, pārvietojoties ar ātrumu zem 500 km/h, un bieži vien pretējos virzienos, kas rada šausminošus nemierīgus virpuļus pie to robežām (piemēram, mums pazīstamais Lielais sarkanais plankums vai ovāls BA).

Papildus temperatūrai zem -140 grādiem pēc Celsija un nāvējošajam gravitācijas spēkam nedrīkst aizmirst vēl vienu faktu - pa Jupiteru nav kur staigāt. Šī planēta ir gāzes gigants, kurai parasti nav noteiktas cietas virsmas. Un pat ja kādam izmisušam izpletņlēcējam izdotos ienirt tās atmosfērā, viņš nonāktu pusšķidrā planētas dzīlēs, kur kolosālā gravitācija rada eksotisku formu vielu – teiksim, superšķidru metālisku ūdeņradi.

Bet parastajiem ūdenslīdējiem vajadzētu pievērst uzmanību vienam no milzu planētas satelītiem - Eiropai. Kopumā no daudzajiem Jupitera satelītiem vismaz divi nākotnē noteikti varēs pretendēt uz "tūristu Mekas" titulu.

Piemēram, Eiropu pilnībā klāj sālsūdens okeāns. Ūdenslīdējs šeit ir plašums - dziļums sasniedz 100 km - ja tikai lai izlauztos cauri ledus garozai, kas klāj visu satelītu. Pagaidām neviens nezina, ko topošais Žaka-Īva Kusto sekotājs Eiropā atradīs: daži planētu zinātnieki norāda, ka šeit varētu atrasties dzīvībai piemēroti apstākļi.

Cits Jupitera pavadonis Io, bez šaubām, kļūs par fotoemuāru autoru iecienītāko. Tuvas un milzīgas planētas spēcīgais gravitācijas spēks pastāvīgi deformējas, “saburzī” satelītu un sasilda tā zarnas līdz milzīgai temperatūrai. Šī enerģija izlaužas līdz virsmai ģeoloģiskās aktivitātes zonās un baro simtiem pastāvīgi aktīvu vulkānu. Satelīta vājās gravitācijas dēļ izvirdumi izmet iespaidīgas straumes, kas paceļas simtiem kilometru augstumā. Fotogrāfi gaida ārkārtīgi mutē laistošos kadrus!

Saturns ar "priekšpilsētām"

Ne mazāk kārdinošs no fotografēšanas viedokļa, protams, ir Saturns ar saviem izcilajiem gredzeniem. Īpaši interesanti var būt neparasta vētra netālu no planētas ziemeļpola, kuras forma ir gandrīz regulārs sešstūris ar malām gandrīz 14 tūkstošus km.

Bet normālai atpūtai Saturns nemaz nav pielāgots. Kopumā šis ir tāds pats gāzes gigants kā Jupiters, tikai sliktāk. Atmosfēra šeit ir auksta un blīva, un vietējās viesuļvētras var pārvietoties ātrāk par skaņu un ātrāk par lodi - tika reģistrēts ātrums vairāk nekā 1600 km / h.

Bet Saturna pavadoņa Titāna klimats var piesaistīt veselu pūli oligarhu. Tomēr būtība nepavisam nav pārsteidzoši maigajā laikapstākļos. Titāns ir vienīgais mums zināmais debess ķermenis, kuram ir šķidruma cikls, tāpat kā uz Zemes. Tikai ūdens lomu šeit spēlē ... šķidrie ogļūdeņraži.

Tās pašas vielas, kas uz Zemes veido galveno valsts bagātību - dabasgāze(metāns) un citi degoši savienojumi - uz Titāna ir pārmērīgi šķidrā veidā: tāpēc šeit ir pietiekami auksts (- 162 grādi pēc Celsija). Metāns virpuļo mākoņos un lietus, piepilda upes, kas ieplūst gandrīz pilnvērtīgās jūrās... Sūknēt - nepumpēt!

Urāns

Ne visattālākā, bet aukstākā planēta visā Saules sistēmā: “termometrs” šeit var nokrist līdz nepatīkamai atzīmei – 224 grādi pēc Celsija. Tas nav daudz siltāks par absolūto nulli. Kādu iemeslu dēļ - iespējams, sadursmes ar kādu lielu ķermeni dēļ - Urāns griežas, guļot uz sāniem, un planētas ziemeļpols ir pagriezts pret Sauli. Ja neskaita spēcīgas viesuļvētras, šeit nav nekā, ko redzēt.

Neptūns un Tritons

Neptūns (augšā) un Tritons (apakšā)

Tāpat kā citi gāzes giganti, Neptūns ir ļoti nemierīga vieta. Vētras šeit var sasniegt izmērus, kas ir lielāki par visu mūsu planētu, un pārvietoties ar mums zināmu rekorda ātrumu: gandrīz 2500 km / h. Izņemot to, tā ir garlaicīga vieta. Ir vērts apmeklēt Neptūnu tikai viena no tā pavadoņiem - Tritona - dēļ.

Kopumā Tritona ir tikpat auksta un vienmuļa kā tās planēta, taču tūristus vienmēr ieintriģē viss pārejošais un bojā ejošais. Tritons ir tikai viens no tiem: satelīts lēnām tuvojas Neptūnam, un pēc kāda laika tas tiks saplēsts gravitācijas ietekmē. Daļa gružu nokritīs uz planētas, un daļa var izveidot tādu kā Saturna gredzenu. Pagaidām nav iespējams precīzi pateikt, kad tas notiks: kaut kur pēc 10 vai 100 miljoniem gadu. Tāpēc jums vajadzētu pasteigties, lai būtu laiks apskatīt Tritonu - slaveno "Dying Satellite".

Plutons

Atņemts augsts rangs planēta, Plutons palika punduros, taču mēs varam droši teikt: šī ir ļoti dīvaina un neviesmīlīga vieta. Plutona orbīta ir ļoti gara un stipri izstiepta ovālā, tāpēc gads šeit ilgst gandrīz 250 Zemes gadus. Šajā laikā laika apstākļi ļoti mainās.

Kamēr uz pundurplanētas valda ziema, tā pilnībā sasalst. Tuvojoties Saulei, Plutons uzsilst. Virszemes ledus, kas sastāv no metāna, slāpekļa un oglekļa monoksīda, sāk iztvaikot, veidojot plānu atmosfēras apvalku. Uz laiku Plutons kļūst kā pilnīgi pilnvērtīga planēta un tajā pašā laikā kā komēta: tā pundura izmēra dēļ gāze netiek aizturēta, bet tiek aizvadīta no tās, veidojot asti. Parastās planētas šādi neuzvedas.

Visas šīs klimatiskās anomālijas ir diezgan saprotamas. Dzīve radās un attīstījās tieši sauszemes apstākļos, tāpēc vietējais klimats mums ir gandrīz ideāls. Pat vislielākās Sibīrijas salnas un tropiskās vētras izskatās pēc bērnišķīgām palaidnībām, salīdzinot ar to, kas sagaida atpūtniekus uz Saturna vai Neptūna. Tāpēc mūsu ieteikums jums nākotnē ir netērēt ilgi gaidītās atpūtas dienas šajās eksotiskajās vietās. Labāk parūpēsimies par savu mājīgo, lai pat tad, kad būs pieejami starpplanētu ceļojumi, mūsu pēcnācēji varētu atpūsties Ēģiptes pludmalē vai tieši ārpus pilsētas, pie tīras upes.

A. Mihailovs, prof.

Zinātne un dzīve // ​​Ilustrācijas

Mēness ainava.

Kūstošais polārais plankums uz Marsa.

Marsa un Zemes orbītas.

Louela Marsa karte.

Kūla Marsa modelis.

Antoniadi Marsa zīmējums.

Ņemot vērā jautājumu par dzīvības esamību uz citām planētām, mēs runāsim tikai par mūsu Saules sistēmas planētām, jo ​​mēs neko nezinām par citu sauļu, kas ir zvaigznes, klātbūtni no viņu pašu planētu sistēmām, kas ir līdzīgas mūsu planētu sistēmām. Saskaņā ar mūsdienu uzskatiem par Saules sistēmas izcelsmi, var pat pieņemt, ka planētu veidošanās, kas riņķo ap centrālo zvaigzni, ir notikums, kura iespējamība ir niecīga, un tāpēc lielākajai daļai zvaigžņu nav savas. savas planētu sistēmas.

Tālāk ir jāizdara atruna, ka mēs neviļus aplūkojam jautājumu par dzīvību uz planētām no sava zemes viedokļa, pieņemot, ka šī dzīvība izpaužas tādās pašās formās kā uz Zemes, t.i., pieņemot dzīvības procesus un vispārējā struktūra tādi organismi kā uz zemes. Šajā gadījumā dzīvības attīstībai uz planētas virsmas ir jāpastāv noteiktiem fizikāli ķīmiskiem apstākļiem, tie nedrīkst būt pārāk augsti un ne pārāk zema temperatūra, ūdens un skābekļa klātbūtne ir nepieciešama, savukārt organisko vielu pamatā jābūt oglekļa savienojumiem.

planētu atmosfēras

Atmosfēras klātbūtni uz planētām nosaka gravitācijas spriegums uz to virsmas. Lielajām planētām ir pietiekami daudz gravitācijas spēka, lai ap tām saglabātu gāzveida apvalku. Patiešām, gāzes molekulas atrodas pastāvīgā straujā kustībā, kuras ātrumu nosaka šīs gāzes ķīmiskais raksturs un temperatūra.

Vieglajām gāzēm – ūdeņradim un hēlijam – ir vislielākais ātrums; temperatūrai paaugstinoties, ātrums palielinās. Normālos apstākļos, t.i., 0 ° temperatūrā un atmosfēras spiedienā, Vidējais ātrumsūdeņraža molekula ir 1840 m/sek, bet skābekļa molekula 460 m/sek. Bet savstarpējo sadursmju ietekmē atsevišķas molekulas iegūst ātrumu, kas vairākas reizes pārsniedz norādītos vidējos skaitļus. Ja augšējos slāņos zemes atmosfēra Ja ūdeņraža molekula parādās ar ātrumu, kas pārsniedz 11 km/sek, tad šāda molekula aizlidos no Zemes starpplanētu telpā, jo gravitācijas spēks būs nepietiekams, lai to noturētu.

Jo mazāka ir planēta, jo tā ir mazāk masīva, jo mazāks šis ierobežojošais vai, kā saka, kritiskais ātrums. Zemei kritiskais ātrums ir 11 km/s, Merkūram tikai 3,6 km/s, Marsam 5 km/s, Jupiteram – lielākajai un masīvākajai no visām planētām – 60 km/s. No tā izriet, ka Merkurs un vēl mazāki ķermeņi, tāpat kā planētu (tostarp mūsu Mēness) un visu mazo planētu (asteroīdu) pavadoņi, ar savu vājo pievilcību nevar noturēt atmosfēras apvalku pie savas virsmas. Marss spēj, lai arī ar grūtībām, noturēt atmosfēru, kas ir daudz plānāka nekā Zemes, taču, kas attiecas uz Jupiteru, Saturnu, Urānu un Neptūnu, to pievilcība ir pietiekami spēcīga, lai noturētu spēcīgu atmosfēru, kas satur vieglas gāzes, piemēram, amonjaku un metānu, un, iespējams, arī brīvais ūdeņradis.

Atmosfēras trūkums neizbēgami nozīmē šķidra ūdens trūkumu. Bezgaisa telpā ūdens iztvaikošana notiek daudz enerģiskāk nekā atmosfēras spiedienā; tāpēc ūdens ātri pārvēršas tvaikos, kas ir ļoti viegls baseins, kas pakļauts tādam pašam liktenim kā citām atmosfēras gāzēm, t.i., tas vairāk vai mazāk ātri atstāj planētas virsmu.

Ir skaidrs, ka uz planētas, kurā nav atmosfēras un ūdens, apstākļi dzīvības attīstībai ir pilnīgi nelabvēlīgi, un mēs nevaram sagaidīt ne augu, ne dzīvnieku dzīvi uz šādas planētas. Visas mazās planētas, planētu pavadoņi un no lielākās planētas- Merkurs. Pastāstīsim nedaudz vairāk par diviem šīs kategorijas ķermeņiem, proti, Mēnesi un Merkuru.

Mēness un Merkurs

Šiem ķermeņiem atmosfēras neesamība ir konstatēta ne tikai ar iepriekšminētajiem apsvērumiem, bet arī ar tiešiem novērojumiem. Kad Mēness pārvietojas pa debesīm, apmetoties apkārt Zemei, tas bieži pārklāj zvaigznes. Zvaigznes pazušanu aiz Mēness diska var novērot pat caur nelielu caurulīti, un tas vienmēr notiek diezgan acumirklī. Ja Mēness paradīzi ieskautu vismaz reta atmosfēra, tad pirms pilnīgas izzušanas zvaigzne kādu laiku spīdētu caur šo atmosfēru, un zvaigznes šķietamais spilgtums pakāpeniski samazinātos, turklāt gaismas laušanas dēļ. , zvaigzne varētu šķist pārvietota no savas vietas. Visas šīs parādības pilnīgi nepastāv, kad zvaigznes pārklāj Mēness.

Ar teleskopiem novērotās Mēness ainavas pārsteidz ar to apgaismojuma asumu un kontrastu. Uz Mēness nav pusumbra. Blakus spilgtām, saules apspīdētām vietām ir dziļas melnas ēnas. Tas notiek tāpēc, ka atmosfēras neesamības dēļ uz Mēness dienas laikā nav zilu debesu, kas ar savu gaismu mīkstinātu ēnas; debesis vienmēr ir melnas. Uz Mēness nav krēslas, un pēc saulrieta uzreiz iestājas tumša nakts.

Merkurs atrodas tālāk no mums nekā Mēness. Tāpēc mēs nevaram novērot tādas detaļas kā uz Mēness. Mēs nezinām tās ainavas veidu. Dzīvsudraba zvaigžņu aizsegšana tā šķietamā mazuma dēļ ir ārkārtīgi reta parādība, un nekas neliecina, ka šāda aizsegšana jebkad būtu novērota. Taču Saules diska priekšā ir dzīvsudraba tranzīti, kad mēs novērojam, ka šī planēta sīka melna punkta veidā lēnām slīd pāri spožajai Saules virsmai. Šajā gadījumā dzīvsudraba mala ir krasi iezīmēta, un tās parādības, kas bija redzamas, Venerai ejot Saules priekšā, Merkurijā netika novērotas. Bet joprojām ir iespējams, ka ir saglabājušās nelielas atmosfēras pēdas ap Merkuru, taču šai atmosfērai ir pilnīgi niecīgs blīvums, salīdzinot ar zemi.

Uz Mēness un Merkura temperatūras apstākļi ir dzīvībai pilnīgi nelabvēlīgi. Mēness griežas ārkārtīgi lēni ap savu asi, kā rezultātā diena un nakts uz tā turpinās četrpadsmit dienas. Saules staru siltumu neregulē gaisa apvalks, un tā rezultātā dienas laikā uz Mēness virsmas temperatūra paaugstinās līdz 120 °, t.i., virs ūdens viršanas temperatūras. Garās nakts laikā temperatūra noslīd līdz 150° zem nulles.

Mēness aptumsuma laikā tika novērots, kā nedaudz vairāk kā stundas laikā temperatūra noslīdēja no 70° silta līdz 80° zem nulles, un pēc aptumsuma beigām gandrīz tajā pašā laikā. īstermiņa atgriezās sākotnējā vērtībā. Šis novērojums norāda uz ārkārtīgi zemo siltumvadītspēju klintis kas veido Mēness virsmu. saules siltums dziļi neiekļūst, bet paliek plānākajā augšējā slānī.

Jādomā, ka Mēness virsmu klāj viegli un irdeni vulkāniskie tufi, varbūt pat pelni. Jau metra dziļumā karstuma un aukstuma kontrasti tiek izlīdzināti “tik ļoti, ka visticamāk tur valda vidējā temperatūra, kas maz atšķiras no vidējā temperatūra zemes virsma, t.i., komponents, kas pārsniedz vairākus grādus virs nulles. Var jau būt, ka tur ir saglabājušies daži dzīvās vielas embriji, taču to liktenis, protams, ir neapskaužams.

Uz dzīvsudraba temperatūras apstākļu atšķirības ir vēl asākas. Šī planēta vienmēr ir vērsta pret Sauli vienā pusē. Dzīvsudraba dienas puslodē temperatūra sasniedz 400 °, t.i., tā ir virs svina kušanas punkta. Un nakts puslodē salam vajadzētu sasniegt šķidrā gaisa temperatūru, un, ja uz Merkura bija atmosfēra, tad nakts pusē tai vajadzētu pārvērsties šķidrumā un varbūt pat sasalst. Tikai uz robežas starp dienas un nakts puslodēm šaurā zonā var būt temperatūras apstākļi, kas ir vismaz kaut cik labvēlīgi dzīvībai. Tomēr nav pamata domāt par attīstītas organiskās dzīves iespēju tur. Turklāt atmosfēras pēdu klātbūtnē brīvo skābekli tajā nevarēja saglabāt, jo dienas puslodes temperatūrā skābeklis enerģiski apvienojas ar lielāko daļu ķīmisko elementu.

Tātad attiecībā uz dzīvības iespējamību uz Mēness izredzes ir diezgan nelabvēlīgas.

Venera

Atšķirībā no Merkura, Venērai ir noteiktas biezas atmosfēras pazīmes. Kad Venera iet starp Sauli un Zemi, to ieskauj gaismas gredzens – tā ir tās atmosfēra, kuru gaismā izgaismo Saule. Šādi Veneras tranzīti Saules diska priekšā ir ļoti reti: pēdējā izspēle notika 18S2, nākamais notiks 2004. Tomēr gandrīz katru gadu Venera iet, lai gan ne cauri pašam Saules diskam, bet pietiekami tuvu tam, un tad tā ir redzama ļoti šaura pusmēness formā, piemēram, Mēness tūlīt pēc jauna mēness. Saskaņā ar perspektīvas likumiem Saules apgaismotajam Veneras pusmēness ir jāizveido tieši 180 ° loks, bet patiesībā tiek novērots garāks spilgts loks, kas rodas saules staru atstarošanas un lieces dēļ atmosfērā. Venera. Citiem vārdiem sakot, uz Veneras valda krēsla, kas palielina dienas garumu un daļēji apgaismo tās nakts puslodi.

Venēras atmosfēras sastāvs joprojām ir slikti izprotams. 1932. gadā, izmantojot spektrālo analīzi, klātbūtne liels skaits oglekļa dioksīds, kas atbilst slānim, kura biezums ir 3 km standarta apstākļos (t.i., 0 ° un 760 mm spiedienā).

Veneras virsma mums vienmēr šķiet žilbinoši balta un bez pamanāmiem pastāvīgiem plankumiem vai kontūrām. Tiek uzskatīts, ka Veneras atmosfērā vienmēr ir biezs baltu mākoņu slānis, kas pilnībā pārklāj planētas cieto virsmu.

Šo mākoņu sastāvs nav zināms, bet visticamāk tie ir ūdens tvaiki. Kas atrodas zem tiem, mēs neredzam, taču ir skaidrs, ka mākoņiem ir jāsamazina saules staru siltums, kas uz Veneras, kas atrodas tuvāk Saulei nekā Zeme, citādi būtu pārmērīgi spēcīgs.

Temperatūras mērījumi dienas puslodē deva ap 50-60° siltumu, naktī 20° sals. Šādi kontrasti ir izskaidrojami ar lēno Veneras rotāciju ap asi. Lai gan precīzs tās rotācijas periods nav zināms, jo uz planētas virsmas nav pamanāmu plankumu, taču, acīmredzot, diena uz Veneras ilgst ne mazāk kā mūsu 15 dienas.

Kādas ir dzīvības izredzes uz Veneras?

Zinātnieki šajā jautājumā atšķiras. Daži uzskata, ka viss skābeklis tās atmosfērā ir ķīmiski saistīts un pastāv tikai kā daļa no oglekļa dioksīda. Tā kā šai gāzei ir zema siltumvadītspēja, šajā gadījumā temperatūrai Veneras virsmas tuvumā jābūt diezgan augstai, iespējams, pat tuvu ūdens viršanas temperatūrai. Tas varētu izskaidrot liela daudzuma ūdens tvaiku klātbūtni tās atmosfēras augšējos slāņos.

Ņemiet vērā, ka iepriekš minētie Venēras temperatūras noteikšanas rezultāti attiecas uz mākoņu segas ārējo virsmu, t.i. diezgan lielā augstumā virs tās cietās virsmas. Jebkurā gadījumā jādomā, ka apstākļi uz Veneras atgādina siltumnīcu vai ziemas dārzu, bet, iespējams, ar daudz augstāku temperatūru.

Marss

Vislielākā interese no dzīvības pastāvēšanas jautājuma viedokļa ir planēta Marss. Daudzos veidos tas ir līdzīgs Zemei. No plankumiem, kas skaidri redzami uz tā virsmas, noskaidrots, ka Marss griežas ap savu asi, veicot vienu apgriezienu 24 stundās un 37 metros, tāpēc uz tā notiek dienas un nakts maiņa gandrīz tikpat ilgi kā uz Zemes.

Marsa rotācijas ass veido 66 ° leņķi ar orbītas plakni, gandrīz tieši tādu pašu kā Zeme. Šī aksiālā slīpuma dēļ uz Zemes mainās gadalaiki. Acīmredzot uz Marsa ir tādas pašas izmaiņas, taču tikai katrs gadalaiks uz Zemes ir gandrīz divreiz garāks par mūsējo. Iemesls tam ir tas, ka Marss, atrodoties vidēji pusotru reizi tālāk no Saules nekā Zeme, veic apgriezienu ap Sauli gandrīz divos Zemes gados, precīzāk, 689 dienās.

Visizteiktākā detaļa uz Marsa virsmas, kas pamanāma, skatoties caur teleskopu, ir balts plankums, kas savā pozīcijā sakrīt ar vienu no tā poliem. Vieta ir vislabāk redzama dienvidpols Marss, jo periodos, kad tas atrodas vistuvāk Zemei, Marss ir nosvērts pret Sauli un Zemi ar savu dienvidu puslodi. Ir novērots, ka, iestājoties ziemai attiecīgajā Marsa puslodē, baltais plankums sāk palielināties, bet vasarā tas samazinās. Bija pat gadījumi (piemēram, 1894. gadā), kad polārais plankums rudenī gandrīz pilnībā izzuda. Var domāt, ka tas ir sniegs vai ledus, kas ziemā kā plāns segums nogulsnējas pie planētas poliem. Tas, ka šis vāks ir ļoti plāns, izriet no iepriekš minētā baltā plankuma pazušanas novērojuma.

Tā kā Marss atrodas tālu no Saules, temperatūra uz tā ir salīdzinoši zema. Vasara tur ir ļoti auksta, un tomēr gadās, ka polārie sniegi pilnībā nokūst. Ilgais vasaras ilgums nepietiekami kompensē siltuma trūkumu. No tā izriet, ka tur snieg maz, varbūt tikai daži centimetri, iespējams, pat baltie polārie plankumi nesastāv no sniega, bet gan no sarmas.

Šis apstāklis ​​pilnībā saskan ar faktu, ka saskaņā ar visiem datiem uz Marsa ir maz mitruma, maz ūdens. Jūras un lielas ūdens telpas uz tā netika atrastas. Mākoņi tās atmosfērā ir novērojami ļoti reti. Planētas virsmas ļoti oranžo krāsu, kuras dēļ Marss ar neapbruņotu aci izskatās kā sarkana zvaigzne (tāpēc tā nosaukums no seno romiešu kara dieva), lielākā daļa "novērotāju" skaidro ar to, ka Marsa virsma. ir bezūdens smilšains tuksnesis iekrāsots ar dzelzs oksīdiem.

Marss pārvietojas ap Sauli izteikti iegarenā elipsē. Sakarā ar to tā attālums no Saules svārstās diezgan plašā diapazonā - no 206 līdz 249 miljoniem km. Kad Zeme atrodas vienā Saules pusē ar Marsu, rodas tā sauktās Marsa opozīcijas (jo Marss tajā laikā atrodas Saulei pretējā debesu pusē). Opozīcijas laikā Marss tiek novērots nakts debesīs labvēlīgos apstākļos. Iebildumi mainās vidēji pēc 780 dienām vai pēc diviem gadiem un diviem mēnešiem.

Tomēr ne katrā opozīcijā Marss tuvojas Zemei visīsākajā attālumā. Šim nolūkam ir nepieciešams, lai opozīcija sakristu ar Marsa tuvākās tuvošanās laiku Saulei, kas notiek tikai katru septīto vai astoto opozīciju, tas ir, pēc apmēram piecpadsmit gadiem. Šādas opozīcijas sauc par lielām opozīcijām; tās notika 1877., 1892., 1909. un 1924. gadā. Nākamā lielā konfrontācija notiks 1939. gadā. Tieši uz šiem datumiem tiek ieplānoti galvenie Marsa novērojumi un ar to saistītie atklājumi. Vistuvāk Zemei Marss atradās 1924. gada opozīcijas laikā, taču arī tad tā attālums no mums bija 55 miljoni km. Marss nekad nav tuvāk Zemei.

Kanāli uz Marsa

1877. gadā itāļu astronoms Šiaparelli, veicot novērojumus ar salīdzinoši pieticīgu teleskopu, bet zem Itālijas caurspīdīgajām debesīm, uz Marsa virsmas atklāja bez tumšiem plankumiem, kaut arī nepareizi sauktiem par jūrām, veselu šauru taisnu līniju tīklu vai svītras, ko viņš sauca par šaurumiem (itāliešu valodā canale). Tāpēc vārdu "kanāls" sāka lietot citās valodās, lai apzīmētu šos noslēpumainos veidojumus.

Schiaparelli, savu daudzu gadu novērojumu rezultātā, apkopoja detalizēta karte Marsa virsma, uz kuras ir novilkti simtiem kanālu, kas savieno "jūru" tumšos plankumus starp sabaliem. Vēlāk amerikāņu astronoms Louels, kurš pat uzcēla īpašu observatoriju Arizonā, lai novērotu Marsu, atklāja kanālus tumšajās "jūru" telpās. Viņš atklāja, ka gan "jūras", gan kanāli maina savu redzamību atkarībā no gadalaikiem: vasarā tie kļūst tumšāki, dažreiz iegūstot pelēcīgi zaļu nokrāsu, ziemā tie kļūst bāli un kļūst brūngani. Louela kartes ir vēl detalizētākas nekā Šiaparelli kartes, tās ir marķētas ar daudziem kanāliem, kas veido sarežģītu, bet diezgan regulāru ģeometrisku tīklu.

Lai izskaidrotu uz Marsa novērotās parādības, Louels izstrādāja teoriju, kas tika plaši pieņemta, galvenokārt astronomu amatieru vidū. Šī teorija izpaužas šādi.

Planētas Lovela oranžā virsma, tāpat kā vairums citu novērotāju, ir smilšaina tuksnesī. Par «jūru» ​​tumšajiem plankumiem viņš uzskata veģetācijas klātas teritorijas – tīrumus un mežus. Viņš kanālus uzskata par apūdeņošanas tīklu, veikts jūtas būtnes dzīvo uz planētas virsmas. Tomēr paši kanāli mums nav redzami no Zemes, jo to platums nebūt nav pietiekams. Lai kanāli būtu redzami no Zemes, tiem jābūt vismaz desmitiem kilometru platiem. Tāpēc Louels domā, ka mēs redzam tikai plašu veģetācijas joslu, kas izvērš savas zaļās lapas, kad pats kanāls, kas atrodas šīs joslas vidū, pavasarī ir piepildīts ar ūdeni, kas plūst no poliem, kur tas atrodas. veidojas polāro sniegu kušanas rezultātā.

Tomēr pamazām sāka rasties šaubas par šādu vienkāršu kanālu realitāti. Visvairāk liecina fakts, ka novērotāji, kas bruņojušies ar jaudīgākajiem mūsdienu teleskopiem, neredzēja nevienu kanālu, bet tikai novēroja neparasti bagātīgu dažādu detaļu un nokrāsu attēlu uz Marsa virsmas, kuriem tomēr nebija regulāru ģeometrisku kontūru. Tikai novērotāji, kuri izmantoja instrumentus vidēja stipruma, zāģēja un skicēja kanālus. Tādējādi radās nopietnas aizdomas, ka kanāli ir tikai optiskā ilūzija (optiskā ilūzija), kas rodas ar ārkārtēju acu noslogojumu. Daudz darba un dažādas pieredzes tika veikta, lai noskaidrotu šo faktu.

Vispārliecinošākie ir vācu fiziķa un fiziologa Kühl iegūtie rezultāti. Viņi sakārtoja īpašu modeli, kas attēlo Marsu. Uz tumša fona Kūls uzlīmēja no parastas avīzes izgrieztu apli, uz kura bija izvietoti vairāki pelēki plankumi, kas atgādināja Marsa "jūru" aprises. Ja ņemam vērā šādu modeli tuvplānā, tad ir skaidri redzams, kas tas ir – var izlasīt avīzes tekstu un ilūzija neveidojas. Bet, ja virzās tālāk, tad pie pareizā apgaismojuma sāk parādīties taisnas plānas svītras, kas pāriet no viena tumša plankuma uz otru un turklāt nesakrīt ar drukātā teksta rindām.

Kūls detalizēti pētīja šo fenomenu.

Viņš parādīja, ka trīs ir daudzu sīku detaļu un toņu klātbūtne, pamazām pārtopot viena par otru, kad acs nevar notvert “par visām detaļām, ir vēlme šīs detaļas apvienot ar vienkāršākām. ģeometriski raksti, kā rezultātā tur, kur nav regulāru kontūru, parādās taisnu svītru ilūzija. Mūsdienu izcilais vērotājs Antoniadi, kurš vienlaikus ir arī labs mākslinieks, krāso Marsu plankumainu, ar neregulāru detaļu masu, bet bez taisniem kanāliem.

Varētu domāt, ka šo problēmu vislabāk var atrisināt, izmantojot trīs fotogrāfijas. Fotoplāksni nevar maldināt: šķiet, ka tai vajadzētu parādīt to, kas patiesībā pastāv uz Marsa. Diemžēl tā nav. Fotogrāfija, kas, pielietojot zvaigznes un miglājus, ir devusi tik daudz, attiecībā pret planētu virsmu, dod mazāk nekā to, ko ar to pašu instrumentu redz novērotāja acs. Tas izskaidrojams ar to, ka Marsa attēls, kas iegūts pat ar lielāko un garākā fokusa instrumentu palīdzību, uz plāksnes izrādās ļoti mazs - tikai līdz 2 mm diametrā.Protams, ka tas uz šāda attēla lielas detaļas nav iespējams izdalīt.Fotogrāfijās ir defekts, no kura tik ļoti cieš mūsdienu fotogrāfijas entuziasti, kas fotografē ar Leica tipa ierīcēm.Proti, parādās attēla graudainība, kas aizsedz visas sīkās detaļas .

Dzīve uz Marsa

Tomēr Marsa fotogrāfijas, kas uzņemtas, izmantojot dažādus gaismas filtrus, skaidri pierādīja, ka uz Marsa pastāv atmosfēra, lai gan daudz retāk nekā uz Zemes. Dažkārt vakarā šajā atmosfērā tiek pamanīti spilgti punkti, kas, iespējams, ir gubu mākoņi. Bet kopumā mākoņainība uz Marsa ir niecīga, kas atbilst nelielajam ūdens daudzumam uz tā.

Gandrīz visi Marsa novērotāji tagad ir vienisprātis, ka "jūru" tumšie plankumi patiešām ir apgabali, kas klāti ar augiem. Šajā ziņā Louela teorija tiek apstiprināta. Tomēr vēl salīdzinoši nesen bija viens šķērslis. Jautājumu sarežģīja temperatūras apstākļi uz Marsa virsmas.

Tā kā Marss atrodas pusotru reizi tālāk no Saules nekā Zeme, tas saņem divas un ceturtdaļas mazāk siltuma. Jautājums par to, līdz kādai temperatūrai tik nenozīmīgs siltuma daudzums var sasildīt savu virsmu, ir atkarīgs no Marsa atmosfēras uzbūves, kas ir mums nezināma biezuma un sastāva “kažoks”.

Nesen ar tiešu mērījumu palīdzību bija iespējams noteikt Marsa virsmas temperatūru. Izrādījās, ka ekvatoriālajos rajonos pusdienlaikā temperatūra paaugstinās līdz 15-25°C, bet vakarā iestājas stiprs atvēsums, un nakti, acīmredzot, pavada nemitīgi stiprs sals.

Apstākļi uz Marsa ir līdzīgi tiem, kādi ir augstos kalnos: retināts un caurspīdīgs gaiss, ievērojama apkure no tiešiem saules stariem, aukstums ēnā un stipras nakts salnas. Apstākļi, bez šaubām, ir ļoti skarbi, taču var pieņemt, ka augi ir aklimatizējušies, pielāgojušies tiem, kā arī mitruma trūkumam.

Tātad augu eksistenci uz Marsa var uzskatīt par gandrīz pierādītu, bet par dzīvniekiem un vēl jo vairāk saprātīgiem mēs vēl nevaram pateikt neko konkrētu.

Kas attiecas uz pārējām Saules sistēmas planētām - Jupiteru, Saturnu, Urānu un Neptūnu, ir grūti pieņemt dzīvības iespējamību uz tām šādu iemeslu dēļ: pirmkārt, zema temperatūra attāluma no Saules dēļ un, otrkārt, indīga. gāzes, kas nesen atklātas to atmosfērā – amonjaks un metāns. Ja šīm planētām ir cieta virsma, tad tā ir paslēpta kaut kur lielā dziļumā, kamēr mēs redzam tikai to ārkārtīgi spēcīgās atmosfēras augšējos slāņus.

Vēl mazāka iespēja ir dzīvība uz planētas, kas atrodas vistālāk no Saules, nesen atklātā Plutona, ak fiziskajiem apstākļiem ko mēs vēl nezinām.

Tātad no visām mūsu Saules sistēmas planētām (izņemot Zemi) var būt aizdomas par dzīvības esamību uz Veneras un uzskatīt, ka dzīvība uz Marsa ir gandrīz pierādīta. Bet, protams, tas viss attiecas uz tagadni. Laika gaitā, planētām evolūcijas gaitā apstākļi var krasi mainīties. Mēs par to nerunāsim datu trūkuma dēļ.

Planētu un to pavadoņu atmosfēra - tās blīvumu un sastāvu nosaka planētu diametrs un masa, attālums no Saules, to veidošanās un attīstības īpatnības. Jo tālāk planēta atrodas no Saules, jo gaistošākas sastāvdaļas bija un tagad ir iekļautas tās sastāvā; jo mazāka ir planētas masa, jo mazāka ir tās spēja noturēt šīs gaistošās vielas utt. Iespējams, sauszemes grupas planētas jau sen ir zaudējušas savu primāro atmosfēru. Saulei vistuvāk esošajai planētai Merkurs ar salīdzinoši zemo masu (nespēj gravitācijas laukā noturēt molekulas, kuru atomsvars ir mazāks par 40) un augstu virsmas temperatūru, praktiski nav atmosfēras (CO 2 = 2000 atm-cm) . Ir daži atmosfēras korona, kas sastāv no inertām gāzēm - argona, neona un hēlija. Acīmredzot argons un hēlijs ir radiogēni un pastāvīgi nonāk atmosfērā dzīvsudrabu veidojošo iežu sava veida "emanācijas" un, iespējams, endogēno procesu dēļ. Neona klātbūtne ir noslēpums. Ir grūti pieņemt, ka dzīvsudraba sākotnējā vielā varēja būt tik daudz neona, lai tas joprojām varētu izcelties no šīs planētas zarnām, jo ​​īpaši tāpēc, ka uz šīs planētas nav atrasti stingri pierādījumi par plutonisko aktivitāti.

Venerai ir vissiltākā un spēcīgākā atmosfēra no visām sauszemes planētām. Planētas atmosfērā ir 97% CO 2, tajā atrasti 0 2, N 2 un H 2 0. Temperatūra uz virsmas sasniedz 747 + 20 K, spiediens (8,83 + 0,15) 10 6 Pa. Venēras atmosfēra, visticamāk, ir tās iekšējās darbības rezultāts. A. P. Vinogradovs uzskatīja, ka viss Veneras atmosfēras CO 2 ir saistīts ar visu karbonātu degazēšanu augstā tās virsmas temperatūrā. Acīmredzot tā nav gluži taisnība, jo nav skaidrs, kā tad šie karbonāti varēja veidoties? Maz ticams, ka Venēras virsmas temperatūra agrāk bija ievērojami zemāka, maz ticams, ka uz tās virsmas kādreiz bija hidrosfēra, un tāpēc karbonāti nevarēja veidoties. Bija uzskats, ka visu ūdeni Venera pazaudēja, jo tās molekulas atmosfērā disociējās ūdeņradī un skābeklī, kam sekoja ūdeņraža izkliedēšana kosmosā. Savukārt skābeklis iesaistījās ķīmiskās reakcijās ar oglekli saturošām vielām, kas noveda pie atmosfēras bagātināšanas ar oglekļa dioksīdu. Varbūt tā arī bija, bet tad jāpieņem plutonisma klātbūtne uz Veneras, kas nodrošina arvien jaunu vielas daļu piegādi no tās dziļuma uz reakcijas zonu ar skābekli, t.i., uz virsmu, ko, šķiet, apstiprina dati. iegūti Venera-13 un Venera-14 pētījumu rezultātā.

Uz Marsa ir neliela atmosfēra, kuras spiediens pamatnē atkarībā no apstākļiem ir (2,9-8,8) 10 2 Pa robežās. Stacijas Viking-1 nosēšanās zonā atmosfēras spiediens bija 7,6-10 2 Pa. Marsa atmosfēras masa ziemeļu puslodē ir nedaudz lielāka nekā dienvidu puslodē. Atmosfērā konstatēti nelieli ūdens tvaiku un ozona pēdu daudzumi. Marsa virsmas temperatūra mainās atkarībā no platuma grādiem un pie polāro cepuru robežas sasniedz 140-150 K. Temperatūra uz ekvatoriālo reģionu virsmas dienā var būt 300 K, bet naktī tā pazeminās līdz 180 K. Maksimālā atdzišana notiek Marsa augstajos platuma grādos garās polārās nakts laikā. Temperatūrai nokrītot līdz 145 K, sākas atmosfēras oglekļa dioksīda kondensācija, bet pirms tam no atmosfēras sasalst ūdens tvaiki. Marsa polārie vāciņi, iespējams, sastāv no ūdens ledus apakšējā slāņa, kas no augšas ir pārklāts ar cietu oglekļa dioksīdu.

Lielāko planētu Jupitera, Saturna un Urāna atmosfēra sastāv no ūdeņraža, hēlija, metāna; Jupitera atmosfēra ir visspēcīgākā starp citām ārējās planētas. Balstoties uz foto un IR spektru analīzi, dažādi gaismas atstarošanas modeļi ārējo planētu atmosfērās, papildus dominējošajiem H 2 , CH 4 , H 3 un He komponentiem kā C 2 H 2 , C 2 H 6, tika konstatēti arī PH 3; iespēja sarežģītāk organiskās vielas. H/He attiecība ir aptuveni 10, t.i., tuvu Saulei; ūdeņraža izotopu D/H attiecība, piemēram, Jupiteram ir 2-10-5, kas ir tuvu starpzvaigžņu attiecībai, kas vienāda ar 1,4-10-5 . Pamatojoties uz iepriekš minēto, mēs varam secināt, ka ārējo planētu viela nenotiek kodolpārveidošanās pat no veidošanās brīža Saules sistēma vieglās gāzes netika izņemtas no ārējo planētu atmosfēras. .Ļoti ievērojama ir arī tāda parādība kā atmosfēras klātbūtne ārējo planētu pavadoņos. Pat tādiem Jupitera satelītiem kā Io un Eiropa, kuru masa ir tuvu Mēness masai, tomēr ir atmosfēra, un jo īpaši Io satelītu ieskauj nātrija mākonis. Io un Titāna atmosfērai ir sarkanīga nokrāsa, un ir konstatēts, ka šo krāsojumu izraisa dažādi savienojumi.

Saulei, astoņām no deviņām planētām (izņemot Merkuru) un trīs no sešdesmit trīs satelītiem ir atmosfēra. Katrai atmosfērai ir savs īpašs ķīmiskais sastāvs un uzvedības veids, ko sauc par "laika apstākļiem". Atmosfēras iedala divās grupās: sauszemes planētām kontinentu vai okeāna blīvā virsma nosaka apstākļus pie atmosfēras apakšējās robežas, bet gāzes gigantiem atmosfēra ir praktiski bez dibena.

Par planētām atsevišķi:

1. Dzīvsudrabam praktiski nav atmosfēras - tikai ārkārtīgi reti sastopams hēlija apvalks ar zemes atmosfēras blīvumu 200 km augstumā.Iespējams, hēlijs veidojas sabrukšanas laikā radioaktīvie elementi planētas zarnās.Dzīvsudrabam ir vājš magnētiskais lauks un nav pavadoņu.

2. Venēras atmosfēru galvenokārt veido oglekļa dioksīds (CO2), kā arī neliels daudzums slāpekļa (N2) un ūdens tvaiki (H2O).Sālsskābe (HCl) un fluorūdeņražskābe (HF) tika atrasti kā nelieli piemaisījumi. Virszemes spiediens 90 bāri (kā zemes jūrās 900 m dziļumā), temperatūra ir ap 750 K uz visas virsmas gan dienā, gan naktī. paaugstināta temperatūra netālu no Veneras virsmas, ko ne visai precīzi sauc par "siltumnīcas efektu": saules stari salīdzinoši viegli iziet cauri tās atmosfēras mākoņiem un silda planētas virsmu, bet pašas virsmas termiskais infrasarkanais starojums izplūst cauri tās atmosfēras mākoņiem. atmosfēru ar lielām grūtībām atgriezt kosmosā.

3. Marsa retinātā atmosfēra sastāv no 95% oglekļa dioksīda un 3% slāpekļa.Nelielos daudzumos ir ūdens tvaiki, skābeklis un argons. Vidējais spiediens uz virsmas ir 6 mbar (t.i., 0,6% no zemes). Pie tik zema spiediena nevar būt šķidra ūdens. Vidējā diennakts temperatūra ir 240 K, un maksimums vasarā pie ekvatora sasniedz 290 K. Ikdienas temperatūras svārstības ir aptuveni 100 K. Tādējādi Marsa klimats ir auksta, dehidrēta augstkalnu tuksneša klimats.

4. Teleskops uz Jupitera rāda mākoņu joslas paralēli ekvatoram, spilgtās zonas tajās mijas ar sarkanīgām joslām.Iespējams, gaišās zonas ir augšupplūsmas zonas, kur redzamas amonjaka mākoņu virsotnes, sarkanās jostas ir saistītas ar lejupejošo plūsmu, spilgtās joslas. kura krāsu nosaka amonija hidrosulfāts, kā arī sarkanā fosfora, sēra un organisko polimēru savienojumi. Papildus ūdeņradim un hēlijam, CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 un GeH4 ir spektroskopiski atklāti Jupitera atmosfērā.

5. Teleskopā Saturna disks neizskatās tik iespaidīgi kā Jupiters: tam ir brūngani oranža krāsa un vāji izteiktas jostas un zonas. Iemesls tam, ka tā atmosfēras augšējie apgabali ir piepildīti ar gaismu izkliedējošu amonjaku ( NH3) migla.Saturns atrodas tālāk no Saules,tāpēc tā atmosfēras augšējo slāņu temperatūra (90K) ir par 35K zemāka nekā Jupiteram,un amonjaks ir kondensētā stāvoklī.Ar dziļumu atmosfēras temperatūra paaugstinās par 1,2 K/km, tāpēc mākoņu struktūra atgādina Jupitera struktūru: zem amonija hidrosulfāta mākoņu slāņa atrodas ūdens mākoņu slānis. Papildus ūdeņradim un hēlijam Saturna atmosfērā spektroskopiski ir konstatēti CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 un PH3.

6. Urāna atmosfērā galvenokārt ir ūdeņradis, 12-15% hēlija un dažas citas gāzes.Atmosfēras temperatūra ir aptuveni 50 K, lai gan augšējos retinātos slāņos tā paaugstinās līdz 750 K dienā un 100 K naktī.

7. Neptūna atmosfērā tika atklāts Lielais tumšais plankums un sarežģīta virpuļu plūsmu sistēma.

8. Plutonam ir ļoti izstiepta un slīpa orbīta; perihēlijā tas tuvojas Saulei pie 29,6 AU un atkāpjas pie afēlija pie 49,3 AU. Plutons šķērsoja perihēliju 1989. gadā; no 1979. līdz 1999. gadam tas bija tuvāk Saulei nekā Neptūns. Taču Plutona orbītas lielā slīpuma dēļ tā ceļš nekad nekrustojas ar Neptūnu.Plūtona vidējā virsmas temperatūra ir 50 K, tas mainās no afēlija uz perihēliju par 15 K, kas pie tik zemām temperatūrām ir diezgan pamanāmi. tas noved pie retinātas metāna atmosfēras parādīšanās planētas perihēlija pārejas periodā, bet tās spiediens ir 100 000 reižu mazāks par zemes atmosfēras spiedienu Plutons nevar noturēt atmosfēru ilgu laiku, jo ir mazāks par Mēness.

Kāda var būt saistība starp atmosfēras klātbūtni uz planētas un tās apgriezienu ap asi ilgumu? Šķiet, ka neviena. Un tomēr, piemērā ar Saulei vistuvāko planētu Merkuru, mēs esam pārliecināti, ka dažos gadījumos šāds savienojums pastāv.

Runājot par gravitācijas spēku uz tā virsmas, dzīvsudrabs varētu saturēt atmosfēru ar tādu pašu sastāvu kā Zemes, lai gan ne tik blīva.

Ātrums, kas nepieciešams, lai pilnībā pārvarētu dzīvsudraba pievilcību uz tā virsmas, ir 4900 m / s, un šo ātrumu zemā temperatūrā nesasniedz ātrākā no mūsu atmosfēras molekulām). Un tomēr Merkūram nav atmosfēras. Iemesls ir tāds, ka tas pārvietojas ap Sauli tāpat kā Mēness kustība ap Zemi, tas ir, tas vienmēr ir vērsts pret centrālo gaismekli ar vienu un to pašu pusi. Laiks, kas nepieciešams, lai apbrauktu orbītu (88 dienas), ir vienāds ar apgrieziena laiku ap asi. Tāpēc vienā Merkura pusē – tajā, kas vienmēr ir pagriezts pret Sauli – ir nepārtraukta diena un mūžīgā vasara; otrā pusē, novērsusies no Saules, valda nepārtraukta nakts un mūžīga ziema.

Ar tādiem neparastiem klimatiskie apstākļi kam jānotiek ar planētas atmosfēru? Acīmredzot nakts pusē šausmīga aukstuma ietekmē atmosfēra sabiezēs šķidrumā un sasals. Straujas krituma dēļ atmosfēras spiediens planētas dienas puses gāzes apvalks steigsies turp un savukārt sacietēs. Rezultātā visai atmosfērai vajadzētu savākties cietā veidā planētas nakts pusē vai, pareizāk sakot, tajā tās daļā, kur Saule nemaz neskatās. Tādējādi atmosfēras neesamība uz dzīvsudraba ir neizbēgamas fizisko likumu sekas.

To pašu iemeslu dēļ, kuru dēļ nav pieļaujama atmosfēras pastāvēšana uz Merkura, mums ir arī jānoraida bieži izteiktie minējumi, ka Mēness neredzamajā pusē ir atmosfēra. Var droši teikt, ka, ja vienā Mēness pusē nav atmosfēras, tad tā nevar būt arī pretējā pusē). Šis punkts ir pretrunā patiesībai. fantāzijas romāns Velss, pirmie cilvēki uz Mēness. Romānu autors atzīst, ka uz Mēness ir gaiss, kas nepārtrauktā 14 dienu naktī paspēj sabiezēt un sasalt, un, sākoties dienai, tas atkal pārvēršas gāzveida stāvoklī, veidojot atmosfēru. Tomēr nekas tamlīdzīgs nevar notikt. "Ja," rakstīja prof. O. D. Khvolsons, - Mēness tumšajā pusē gaiss sastingst, tad gandrīz visam gaisam vajadzētu pāriet no gaišās puses uz tumšo pusi un tur arī sasalt. Saules gaismas ietekmē cietam gaisam vajadzētu pārvērsties gāzē, kas nekavējoties pāriet uz to tumšā puse un tur sacietēt ... Jānotiek nepārtrauktai gaisa destilācijai, un tas nekur un nekad nevar sasniegt manāmu elastību.

Ir pat konstatēts, ka atmosfērā, precīzāk, Venēras stratosfērā, ir daudz ogļskābās gāzes – desmit tūkstošus reižu vairāk nekā zemes atmosfērā.