A. Mikhailov, prof.

Tiede ja elämä // Kuvituksia

Kuun maisema.

Sulamispiste Marsissa.

Marsin ja Maan kiertoradat.

Lowellin Marsin kartta.

Kuhlin malli Marsista.

Antoniadin piirustus Marsista.

Ottaen huomioon kysymyksen elämän olemassaolosta muilla planeetoilla, puhumme vain aurinkokuntamme planeetoista, koska emme tiedä mitään muiden aurinkojen, jotka ovat tähtiä, läsnäolosta omien planeettojensa kanssa, jotka ovat samanlaisia ​​kuin meidän. . Nykyajan aurinkokunnan syntyä koskevien näkemysten mukaan voidaan jopa olettaa, että keskustähden ympäri kiertävien planeettojen muodostuminen on tapahtuma, jonka todennäköisyys on mitätön ja että siksi suurella osalla tähdistä ei ole omaa omat planeettajärjestelmät.

Lisäksi on tarpeen tehdä varauma, että tarkastelemme tahtomattaan kysymystä elämästä planeetoilla maallisista näkökulmistamme olettaen, että tämä elämä ilmenee samoissa muodoissa kuin maan päällä, eli olettaen elämänprosessit ja planeetan yleisen rakenteen. samankaltaisia ​​organismeja kuin maan päällä. Tässä tapauksessa elämän kehittymiselle planeetan pinnalla tulee olla tiettyjä fysikaalis-kemiallisia olosuhteita, lämpötila ei saa olla liian korkea eikä liian matala, vettä ja happea on oltava läsnä ja hiiliyhdisteitä on oltava olla orgaanisen aineen perusta.

planeettojen ilmakehyksiä

Ilmakehän esiintyminen planeetoilla määräytyy niiden pinnan painovoiman vaikutuksesta. Suurilla planeetoilla on tarpeeksi gravitaatiovoimaa pitääkseen kaasumaisen kuoren ympärillään. Todellakin, kaasumolekyylit ovat vakioita nopeasti liikkuva, jonka nopeus määräytyy kemiallinen luonne tämä kaasu ja lämpötila.

Kevyillä kaasuilla - vedyllä ja heliumilla - on suurin nopeus; lämpötilan noustessa nopeus kasvaa. Normaaleissa olosuhteissa, eli 0 °:n lämpötilassa ja ilmanpaineessa, vetymolekyylin keskinopeus on 1840 m/s ja hapen 460 m/s. Mutta keskinäisten törmäysten vaikutuksesta yksittäiset molekyylit saavat nopeudet, jotka ovat useita kertoja suurempia kuin osoitetut keskimääräiset luvut. Jos vetymolekyyli ilmestyy maan ilmakehän ylemmille kerroksille nopeudella yli 11 km / s, tällainen molekyyli lentää pois maasta planeettojen väliseen avaruuteen, koska painovoima ei riitä pitämään sitä.

Mitä pienempi planeetta, sitä pienempi se on, sitä vähemmän tämä rajoittava tai, kuten sanotaan, kriittinen nopeus. Maan kriittinen nopeus on 11 km/s, Merkuriukselle se on vain 3,6 km/s, Marsille 5 km/s, Jupiterille, suurimmalle ja massiivisimmalle planeetalle, se on 60 km/s. Tästä seuraa, että Merkurius ja vieläkin pienemmät kappaleet, kuten planeettojen satelliitit (mukaan lukien Kuumme) ja kaikki pienet planeetat (asteroidit), eivät pysty pitämään ilmakehän kuorta lähellä pintaansa heikolla vetovoimallaan. Mars pystyy, vaikkakin vaikeasti, pitämään sisällään paljon ohuemman ilmakehän kuin Maan, mutta Jupiterin, Saturnuksen, Uranuksen ja Neptunuksen vetovoima on riittävän voimakas pitämään sisällään voimakkaita ilmakehyksiä, jotka sisältävät kevyitä kaasuja, kuten ammoniakkia ja metaania. ja mahdollisesti myös vapaata vetyä.

Ilmakehän puuttuminen merkitsee väistämättä nestemäisen veden puuttumista. Ilmattomassa tilassa veden haihtuminen tapahtuu paljon voimakkaammin kuin ilmakehän paineessa; siksi vesi muuttuu nopeasti höyryksi, joka on erittäin kevyt altaan, jolle kohdistuu sama kohtalo kuin muut ilmakehän kaasut, eli se poistuu planeetan pinnalta enemmän tai vähemmän nopeasti.

On selvää, että planeetalla, jolla ei ole ilmakehää ja vettä, olosuhteet elämän kehittymiselle ovat täysin epäsuotuisat, emmekä voi odottaa kasveja tai eläimiä sellaiselle planeetalle. Kaikki pienet planeetat, planeettojen satelliitit ja suurista planeetoista - Merkurius kuuluvat tähän luokkaan. Kerrotaanpa hieman enemmän tämän luokan kahdesta kappaleesta, nimittäin Kuusta ja Merkuriuksesta.

Kuu ja Merkurius

Näille kappaleille ilmakehän puuttuminen on todettu paitsi yllä olevien näkökohtien, myös suorien havaintojen perusteella. Kun Kuu liikkuu taivaalla ja kiertää maata, se peittää usein tähdet. Tähden katoaminen Kuun kiekon taakse voidaan havaita pienen putken läpikin, ja se tapahtuu aina melko välittömästi. Jos kuun paratiisia ympäröi ainakin harvinainen ilmakehä, niin tähti loistaisi ennen täydellistä katoamista tämän ilmakehän läpi jonkin aikaa, ja tähden näennäinen kirkkaus vähenisi vähitellen lisäksi valon taittumisesta johtuen. , tähti näyttäisi siirtyneen paikaltaan. Kaikki nämä ilmiöt puuttuvat kokonaan, kun tähdet peittävät Kuun.

Teleskooppien kautta havaitut kuun maisemat hämmästyttävät niiden valaistuksen terävyydestä ja kontrastista. Kuussa ei ole penumbriaa. Kirkkaiden, auringon valaisemien paikkojen vieressä on syviä mustia varjoja. Tämä johtuu siitä, että Kuussa ei ole ilmakehän puuttumisen vuoksi sinistä päivätaivasta, joka pehmentäisi varjoja valollaan; taivas on aina musta. Kuussa ei ole hämärää, ja auringonlaskun jälkeen saapuu heti pimeä yö.

Merkurius on kauempana meistä kuin Kuu. Siksi emme voi havaita sellaisia ​​yksityiskohtia kuin Kuussa. Emme tiedä sen maiseman tyyppiä. Merkuriuksen tähtien peittäminen sen näennäisen pienuuden vuoksi on erittäin harvinaista, eikä ole viitteitä siitä, että tällaisia ​​peittoja olisi koskaan havaittu. Mutta on olemassa Merkuriuksen kauttakulkuja aurinkokiekon edessä, kun havaitsemme, että tämä planeetta pienen mustan pisteen muodossa hiipii hitaasti auringon kirkkaan pinnan yli. Tässä tapauksessa Merkuriuksen reuna on rajattu jyrkästi, ja niitä ilmiöitä, jotka nähtiin Venuksen kulkiessa Auringon edessä, ei havaittu Merkuriuksessa. Mutta on silti mahdollista, että Merkuriuksen ympärillä olevasta ilmakehästä on säilynyt pieniä jälkiä, mutta tällä ilmakehällä on täysin mitätön tiheys verrattuna maahan.

Kuussa ja Merkuriuksessa lämpötilaolosuhteet ovat täysin epäsuotuisat elämälle. Kuu pyörii erittäin hitaasti akselinsa ympäri, minkä vuoksi päivä ja yö jatkuvat sillä neljätoista päivää. Ilmavaippa ei säädä auringonsäteiden lämpöä, ja sen seurauksena pintalämpötila nousee päivän aikana Kuussa 120 asteeseen eli veden kiehumispisteen yläpuolelle. Pitkän yön aikana lämpötila laskee 150 astetta nollan alapuolelle.

Aikana kuunpimennys havaittiin, kuinka reilussa tunnissa lämpötila putosi 70°:sta lämpimästä 80°:een ja palasi pimennyksen päätyttyä lähes samassa lyhyessä ajassa alkuperäiseen arvoonsa. Tämä havainto viittaa kuun pinnan muodostavien kivien erittäin alhaiseen lämmönjohtavuuteen. auringon lämpöä ei tunkeudu syvälle, vaan jää ohuimpaan yläkerrokseen.

Täytyy ajatella, että Kuun pinta on peitetty kevyillä ja irtonaisilla vulkaanisilla tuffeilla, ehkä jopa tuhalla. Jo metrin syvyydessä lämmön ja kylmyyden kontrastit tasoittuvat "niin paljon, että siellä on todennäköistä, että siellä vallitsee keskilämpötila, joka poikkeaa vähän maan pinnan keskilämpötilasta, eli muutaman asteen ylempänä. nolla. Saattaa olla, että siellä on säilynyt joitain elävän aineen alkioita, mutta niiden kohtalo on tietysti kadehdittava.

Merkuriuksella lämpötilaolosuhteiden ero on vieläkin terävämpi. Tämä planeetta on aina kohti aurinkoa toisella puolella. Merkuriuksen päiväpuolisella pallonpuoliskolla lämpötila saavuttaa 400 °, eli se on lyijyn sulamispisteen yläpuolella. Ja yöpuoliskolla pakkasen tulisi saavuttaa nestemäisen ilman lämpötila, ja jos Merkuriuksella oli ilmakehää, yöllä sen pitäisi muuttua nesteeksi ja ehkä jopa jäätyä. Vain päivä- ja yöpuolipallon rajalla kapealla vyöhykkeellä voi olla ainakin jonkin verran elämää suotuisia lämpötilaolosuhteita. Siellä ei kuitenkaan ole syytä ajatella kehittyneen orgaanisen elämän mahdollisuutta. Lisäksi ilmakehän jäännösten läsnäollessa vapaata happea ei voitu säilyttää siinä, koska päiväsaikaan pallonpuoliskon lämpötilassa happi yhdistyy voimakkaasti useimpien kemiallisten alkuaineiden kanssa.

Joten, mitä tulee elämän mahdollisuuteen Kuussa, näkymät ovat melko epäsuotuisat.

Venus

Toisin kuin Merkurius, Venuksella on tiettyjä merkkejä paksusta ilmakehästä. Kun Venus kulkee Auringon ja Maan välillä, sitä ympäröi valorengas - tämä on sen ilmakehä, jota aurinko valaisee valossa. Tällaiset Venuksen läpikulkut aurinkokiekon edessä ovat erittäin harvinaisia: viimeinen kulku tapahtui vuonna 18S2, seuraava tapahtuu vuonna 2004. Kuitenkin lähes joka vuosi Venus kulkee, vaikkakaan ei itse aurinkokiekon läpi, mutta riittävän lähellä se, ja sitten se näkyy hyvin kapean sirpin muodossa, kuten kuu heti uuden kuun jälkeen. Perspektiivin lakien mukaan Auringon valaiseman Venuksen puolikuun tulisi tehdä kaari täsmälleen 180 °, mutta todellisuudessa havaitaan pidempi kirkas kaari, joka johtuu auringonsäteiden heijastumisesta ja taipumisesta ilmakehässä. Venus. Toisin sanoen Venuksella on hämärä, joka pidentää päivän pituutta ja valaisee osittain sen yöpuoliskoa.

Venuksen ilmakehän koostumusta ymmärretään edelleen huonosti. Vuonna 1932 siinä havaittiin spektrianalyysin avulla suuri määrä hiilidioksidia, joka vastasi kerrosta, jonka paksuus oli 3 km standardiolosuhteissa (eli 0 °:ssa ja 760 mm:n paineessa).

Venuksen pinta näyttää meille aina häikäisevän valkoiselta ja ilman havaittavia pysyviä täpliä tai ääriviivoja. Uskotaan, että Venuksen ilmakehässä on aina paksu kerros valkoisia pilviä, jotka peittävät kokonaan planeetan kiinteän pinnan.

Näiden pilvien koostumusta ei tunneta, mutta todennäköisesti ne ovat vesihöyryä. Mitä niiden alla on, emme näe, mutta on selvää, että pilvien on hillittävä auringonsäteiden lämpöä, joka Venuksella, joka on lähempänä aurinkoa kuin Maa, olisi muuten liian voimakas.

Lämpötilamittaukset antoivat päiväsaikaan noin 50-60° lämpöä ja yöksi 20° pakkasta. Tällaiset kontrastit selittyvät Venuksen hitaalla pyörimisellä akselin ympäri. Vaikka sen tarkkaa pyörimisaikaa ei tunneta, koska planeetan pinnalla ei ole havaittavissa olevia pisteitä, mutta ilmeisesti päivä kestää Venuksella vähintään 15 päivää.

Mitkä ovat elämän mahdollisuudet Venuksella?

Tässä asiassa tutkijat ovat eri mieltä. Jotkut uskovat, että kaikki sen ilmakehän happi on kemiallisesti sitoutunutta ja on olemassa vain osana hiilidioksidia. Koska tällä kaasulla on alhainen lämmönjohtavuus, tässä tapauksessa Venuksen pinnan lähellä olevan lämpötilan tulisi olla melko korkea, ehkä jopa lähellä veden kiehumispistettä. Tämä voisi selittää suuren määrän vesihöyryä ilmakehän ylemmissä kerroksissa.

Huomaa, että yllä olevat Venuksen lämpötilan määritystulokset viittaavat pilvipeitteen ulkopintaan, ts. melko korkealle sen kiinteän pinnan yläpuolelle. Joka tapauksessa täytyy ajatella, että Venuksen olosuhteet muistuttavat kasvihuonetta tai viherhuonetta, mutta luultavasti paljon korkeampi lämpötila.

Mars

Suurin kiinnostus elämän olemassaolokysymyksen kannalta on Mars-planeetta. Se on monella tapaa samanlainen kuin Maa. Sen pinnalla selvästi näkyvistä täplistä on todettu, että Mars pyörii akselinsa ympäri tehden yhden kierroksen 24 tunnissa ja 37 metrissä, joten siinä tapahtuu päivän ja yön vaihtelua lähes yhtä pitkäkestoisesti kuin maan päällä.

Marsin pyörimisakseli muodostaa 66° kulman kiertoradansa tason kanssa, mikä on lähes täsmälleen sama kuin Maan. Tämän maan aksiaalisen kallistuksen vuoksi vuodenajat vaihtuvat. Ilmeisesti Marsissa tapahtuu sama muutos, mutta vain jokainen vuodenaika Maan päällä on lähes kaksi kertaa pidempi kuin meidän. Syynä tähän on se, että Mars, joka on keskimäärin puolitoista kertaa kauempana Auringosta kuin Maa, tekee kierroksensa Auringon ympäri lähes kahdessa Maan vuodessa, tarkemmin sanottuna 689 päivässä.

Selkein yksityiskohta Marsin pinnalla, joka on havaittavissa kaukoputken läpi katsottuna, on valkoinen täplä, joka on yhteneväinen sen yhden napojen kanssa. Paikka näkyy parhaiten etelänapa Mars, koska aikoina, jolloin se on lähimpänä Maata, Mars on kallistunut kohti aurinkoa ja maapalloa sen eteläisen pallonpuoliskon kanssa. On havaittu, että talven tullessa vastaavalla Marsin pallonpuoliskolla valkoinen täplä alkaa lisääntyä ja kesällä vähenee. Oli jopa tapauksia (esimerkiksi vuonna 1894), jolloin napapiste katosi lähes kokonaan syksyllä. Voidaan ajatella, että tämä on lunta tai jäätä, joka laskeutuu talvella ohuena peitteenä planeetan napojen lähelle. Se, että tämä kansi on hyvin ohut, seuraa yllä olevasta havainnosta valkoisen täplän katoamisesta.

Koska Mars on kaukana auringosta, sen lämpötila on suhteellisen alhainen. Kesä siellä on hyvin kylmä, mutta kuitenkin tapahtuu, että napalumet sulavat kokonaan. Kesän pitkä kesto ei kompensoi riittävästi lämmön puutetta. Tästä seuraa, että siellä sataa vähän lunta, ehkä vain muutaman senttimetrin, on jopa mahdollista, että valkoiset napapisteet eivät koostu lumesta, vaan kuurasta.

Tämä seikka on täysin sopusoinnussa sen tosiasian kanssa, että kaikkien tietojen mukaan Marsissa on vähän kosteutta, vähän vettä. Meriä ja suuria vesitiloja siitä ei löytynyt. Pilviä havaitaan sen ilmakehässä hyvin harvoin. Planeetan pinnan hyvin oranssi väri, jonka vuoksi Mars näyttää paljaalla silmällä punaisena tähdenä (siis sen nimi muinaisen roomalaisen sodan jumalan mukaan), useimmat "tarkkailijat" selittävät sillä, että Marsin pinta on vedetön hiekkainen autiomaa, joka on värjätty rautaoksideilla.

Mars liikkuu Auringon ympäri selvästi pitkänomaisena ellipsinä. Tästä johtuen sen etäisyys Auringosta vaihtelee melko laajalla alueella - 206 - 249 miljoonaa kilometriä. Kun maa on samalla puolella aurinkoa Marsin kanssa, syntyy niin sanottuja Marsin vastakohtia (koska Mars on tuolloin taivaan vastakkaisella puolella Auringosta). Oppositioiden aikana Marsia havaitaan yötaivaalla suotuisissa olosuhteissa. Vastalauseet vuorottelevat keskimäärin 780 päivän tai kahden vuoden ja kahden kuukauden kuluttua.

Kuitenkaan kaikissa oppositioissa Mars lähestyy Maata lyhimmällä etäisyydellä. Tätä varten on välttämätöntä, että oppositio osuu Marsin lähimmän lähestymisajankohdan kanssa aurinkoon, mikä tapahtuu vain joka seitsemäs tai kahdeksas oppositio, eli noin viidentoista vuoden kuluttua. Tällaisia ​​vastakohtia kutsutaan suuriksi oppositioksi; ne tapahtuivat vuosina 1877, 1892, 1909 ja 1924. Seuraava suuri yhteenotto on vuonna 1939. Näihin päivämääriin ajoitetaan tärkeimmät Marsin havainnot ja siihen liittyvät löydöt. Mars oli lähimpänä Maata vuoden 1924 opposition aikana, mutta silloinkin sen etäisyys meistä oli 55 miljoonaa kilometriä. Mars ei ole koskaan lähempänä Maata.

Kanavat Marsissa

Vuonna 1877 italialainen tähtitieteilijä Schiaparelli, tehden havaintoja suhteellisen vaatimattomalla kaukoputkella, mutta Italian läpinäkyvän taivaan alla, löysi Marsin pinnalta tummien täplien, vaikkakin väärin kutsuttujen merien lisäksi koko kapeiden suorien viivojen verkoston tai raidat, joita hän kutsui salmiksi (italiaksi canale). Tästä syystä sanaa "kanava" alettiin käyttää muissa kielissä viittaamaan näihin salaperäisiin muodostelmiin.

Schiaparelli monivuotisten havaintojensa tuloksena koonnut yksityiskohtainen kartta Marsin pinta, jolle on piirretty satoja kanavia, jotka yhdistävät "meren" tummat täplät soopelien välillä. Myöhemmin amerikkalainen tähtitieteilijä Lowell, joka jopa rakensi Arizonaan erityisen observatorion tarkkailemaan Marsia, löysi kanavia "merten" pimeistä tiloista. Hän havaitsi, että sekä "meret" että kanavat muuttavat näkyvyyttään vuodenaikojen mukaan: kesällä ne tummenevat, ottavat toisinaan harmahtavan vihertävän sävyn, talvella ne vaalenevat ja muuttuvat ruskehtaviksi. Lowellin kartat ovat vielä yksityiskohtaisempia kuin Schiaparellin kartat, niihin on merkitty monia kanavia, jotka muodostavat monimutkaisen, mutta melko säännöllisen geometrisen verkoston.

Selittääkseen Marsissa havaittuja ilmiöitä Lowell kehitti teorian, joka hyväksyttiin laajalti, pääasiassa amatööritähtitieteilijöiden keskuudessa. Tämä teoria tiivistyy seuraavaan.

Lowell-planeetan oranssi pinta, kuten useimmat muutkin tarkkailijat, on hiekkainen joutomaa. Hän pitää "merten" tummia täpliä kasvillisuuden peittämiksi alueiksi - pelloiksi ja metsiksi. Hän pitää kanavia kasteluverkostona, jota toteuttavat planeetan pinnalla elävät älykkäät olennot. Itse kanavat eivät kuitenkaan näy meille maapallolta, koska niiden leveys ei ole tähän riittävä. Kanavien on oltava vähintään kymmeniä kilometrejä leveitä, jotta ne ovat näkyvissä Maasta. Siksi Lowell ajattelee, että näemme vain leveän kasvillisuuden kaistaleen, joka paljastaa vihreät lehdet, kun itse kanava, joka sijaitsee tämän kaistaleen keskellä, täyttyy keväällä vedellä, joka virtaa navoista, joista se muodostuu. napaisten lumien sulaminen.

Pikkuhiljaa alkoi kuitenkin syntyä epäilyksiä tällaisten yksinkertaisten kanavien todellisuudesta. Kaikkein suuntaa antavin oli seikka, että tehokkaimmilla moderneilla kaukoputkilla aseistetut tarkkailijat eivät nähneet yhtään kanavaa, vaan havaitsivat vain epätavallisen rikkaan kuvan erilaisista yksityiskohdista ja sävyistä Marsin pinnalla, vailla kuitenkin säännöllisiä geometrisia ääriviivoja. Vain keskivahvia instrumentteja käyttäneet tarkkailijat näkivät ja luonnostivat kanavat. Tästä syystä heräsi vahva epäilys, että kanavat edustavat vain optista illuusiota (optista illuusiota), joka esiintyy silmien äärimmäisen rasittumisen yhteydessä. Tämän asian selvittämiseksi on tehty paljon työtä ja erilaisia ​​kokeita.

Kaikkein vakuuttavimmat ovat saksalaisen fyysikon ja fysiologin Kühlin tulokset. He järjestivät Marsia kuvaavan erikoismallin. Tummaa taustaa vasten Kühl liimasi tavallisesta sanomalehdestä leikkaamansa ympyrän, jonka päälle asetettiin useita harmaita pisteitä, jotka muistuttivat Marsin "merten" ääriviivoja. Jos tarkastelemme tällaista mallia läheltä, on selvästi nähtävissä, mikä se on - voit lukea sanomalehden tekstiä, eikä illuusiota synny. Mutta jos siirryt kauemmaksi, oikealla valaistuksella alkaa näkyä suoria ohuita raitoja, jotka kulkevat tummasta pisteestä toiseen ja eivät lisäksi ole samat painetun tekstin rivien kanssa.

Kuhl tutki tätä ilmiötä yksityiskohtaisesti.

Hän osoitti, että kolme on monien pienten yksityiskohtien ja sävyjen läsnäolo, jotka muuttuvat vähitellen toisiinsa, kun silmä ei saa niitä kiinni "kaikkien yksityiskohtien suhteen, on halu yhdistää nämä yksityiskohdat yksinkertaisempiin geometrisiin kuvioihin, minkä seurauksena illuusio suorista raidoista näkyy siellä, missä ei ole oikeita ääriviivoja. Nykyaikainen merkittävä tarkkailija Antoniadi, joka on samalla hyvä taiteilija, maalaa Marsin täpläiseksi, jossa on massa epäsäännöllisiä yksityiskohtia, mutta ilman suoraviivaisia ​​kanavia.

Saatat ajatella, että tämän ongelman ratkaisee parhaiten kolme valokuvausapua. Valokuvalevyä ei voi pettää: näyttää siltä, ​​​​että sen pitäisi näyttää, mitä Marsissa todella on. Valitettavasti se ei ole. Valokuvaus, joka tähtiin ja sumuihin sovellettuina on antanut niin paljon suhteessa planeettojen pintaan, antaa vähemmän kuin mitä tarkkailijan silmä näkee samalla instrumentilla. Tämä selittyy sillä, että levyllä oleva kuva Marsista, joka on saatu jopa suurimpien ja pisimpien tarkennusinstrumenttien avulla, osoittautuu kooltaan hyvin pieneksi - halkaisijaltaan vain 2 mm. sellaisesta kuvasta on mahdotonta erottaa suuria yksityiskohtia. Valokuvissa on vika, josta nykyaikaiset Leica-tyyppisillä laitteilla kuvaavat valokuvauksen ystävät kärsivät niin paljon. Nimittäin tulee kuvan rakeisuus, joka peittää kaikki pienet yksityiskohdat. .

Elämä Marsissa

Eri valosuodattimien läpi otetut valokuvat Marsista osoittivat kuitenkin selvästi ilmakehän olemassaolon Marsissa, vaikkakin paljon harvinaisempaa kuin Maan. Joskus illalla tässä ilmapiirissä havaitaan kirkkaita pisteitä, jotka todennäköisesti ovat kumpupilviä. Mutta yleensä Marsin pilvisyys on mitätöntä, mikä on yhdenmukainen sen pienen vesimäärän kanssa.

Melkein kaikki Marsin tarkkailijat ovat nyt yhtä mieltä siitä, että "meren" tummat läiskät edustavat todellakin kasvien peittämiä alueita. Tässä suhteessa Lowellin teoria vahvistetaan. Suhteellisen äskettäin asti oli kuitenkin yksi este. Kysymystä vaikeutti Marsin pinnan lämpötila.

Koska Mars on puolitoista kertaa kauempana Auringosta kuin Maa, se vastaanottaa kaksi ja neljäsosa kertaa vähemmän lämpöä. Kysymys siitä, mihin lämpötilaan niin merkityksetön määrä lämpöä voi lämmittää pintansa, riippuu Marsin ilmakehän rakenteesta, joka on meille tuntemattoman paksuinen ja koostumukseltaan tuntematon "turkki".

Äskettäin oli mahdollista määrittää Marsin pintalämpötila suorilla mittauksilla. Kävi ilmi, että päiväntasaajan alueilla lämpötila kohoaa keskipäivällä 15-25 °C:seen, mutta illalla alkaa voimakas jäähtyminen, ja yöhön ilmeisesti liittyy jatkuvat kovat pakkaset.

Olosuhteet Marsissa ovat samanlaiset kuin planeetallamme. korkeat vuoret: harvinainen ja läpinäkyvä ilma, merkittävä suoran auringonvalon lämmitys, kylmä varjossa ja kovat yöpakkaset. Olosuhteet ovat epäilemättä erittäin ankarat, mutta voidaan olettaa, että kasvit ovat tottuneet, sopeutuneet niihin sekä kosteuden puutteeseen.

Joten kasvien olemassaoloa Marsissa voidaan pitää melkein todistettuna, mutta eläimistä ja varsinkin älykkäistä emme voi vielä sanoa mitään varmaa.

Mitä tulee aurinkokunnan muihin planeetoihin - Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus, on vaikea olettaa elämän mahdollisuutta niillä seuraavista syistä: ensinnäkin alhainen lämpötila johtuen etäisyydestä Auringosta ja toiseksi myrkyllinen ilmakehästä äskettäin löydetyt kaasut - ammoniakki ja metaani. Jos näillä planeetoilla on kiinteä pinta, se on piilossa jonnekin suurella syvyydellä, kun taas näemme vain niiden äärimmäisen voimakkaan ilmakehän ylemmät kerrokset.

Vielä vähemmän todennäköisempää on elämä Auringosta kauimpana planeetalla, hiljattain löydetyllä Plutolla, jonka fyysisistä olosuhteista emme vielä tiedä mitään.

Kaikista aurinkokuntamme planeetoista (paitsi Maata) voidaan siis epäillä elämän olemassaoloa Venuksella ja pitää elämän olemassaoloa Marsissa melkein todistettuna. Mutta tietysti tämä kaikki liittyy nykyhetkeen. Ajan myötä planeettojen evoluution myötä olosuhteet voivat muuttua dramaattisesti. Emme puhu tästä tiedon puutteen vuoksi.

Lähetä hyvä työsi tietokanta on yksinkertainen. Käytä alla olevaa lomaketta

Opiskelijat, jatko-opiskelijat, nuoret tutkijat, jotka käyttävät tietopohjaa opinnoissaan ja työssään, ovat sinulle erittäin kiitollisia.

Lähetetty http://www.allbest.ru/

Tiivistelmä aiheesta: "planeettojen ilmakehyksiä»

Merkuriuksen ilmapiiri

Merkuriuksen ilmapiiri on äärimmäinen alhainen tiheys. Se koostuu vedystä, heliumista, hapesta, kalsiumhöyrystä, natriumista ja kaliumista. Planeetta saa luultavasti vetyä ja heliumia Auringosta, ja metallit haihtuvat sen pinnalta. Tätä ohutta kuorta voidaan kutsua "ilmakehäksi" vain suurella venytyksellä. Paine planeetan pinnalla on 500 miljardia kertaa pienempi kuin maan pinnalla (tämä on pienempi kuin nykyaikaisissa tyhjiölaitteistoissa maan päällä).

Merkuriuksen maksimi pintalämpötila antureilla on +410 °C. Yöpuoliskolla keskilämpötila on -162 °C ja päivällä +347 °C (tämä riittää sulattamaan lyijyä tai tinaa). Radan pidentymisestä johtuvat vuodenaikojen vaihdosta johtuvat lämpötilaerot saavuttavat päivän puolella 100 °C. 1 metrin syvyydessä lämpötila on vakio ja yhtä suuri kuin +75 ° C, koska huokoinen maaperä ei johda lämpöä hyvin. Orgaaninen elämä Merkuriuksella on suljettu pois.

Venuksen tunnelma

Venuksen ilmapiiri on erittäin kuuma ja kuiva. Pinnan lämpötila saavuttaa maksiminsa, noin 480 °C. Venuksen ilmakehä sisältää 105 kertaa enemmän kaasua kuin Maan ilmakehä. Tämän ilmakehän paine lähellä pintaa on erittäin korkea, 95 kertaa korkeampi kuin maan päällä. Avaruusalukset on suunniteltava kestämään ilmakehän murskausvoima.

Vuonna 1970 ensimmäinen Venukselle laskeutunut avaruusalus kesti helteistä lämpöä vain noin tunnin ajan, juuri tarpeeksi kauan lähettääkseen tietoja pintaolosuhteista. Venusille vuonna 1982 laskeutunut venäläinen lentokone lähetti värivalokuvia terävistä kivistä takaisin Maahan.

Kasvihuoneilmiön vuoksi Venus on hirveän kuuma. Ilmakehä, joka on tiheä hiilidioksidipeite, vangitsee Auringosta tulevan lämmön. Tämän seurauksena se kerääntyy suuri määrä lämpöenergia.

Venuksen ilmapiiri on jaettu useisiin kerroksiin. Ilmakehän tihein osa, troposfääri, alkaa planeetan pinnalta ja ulottuu 65 kilometriin asti. Tuulet kuuman pinnan lähellä ovat heikkoja, mutta troposfäärin yläosassa lämpötila ja paine laskevat maanpäällisiin arvoihin ja tuulen nopeus nousee 100 m/s.

Ilmakehän paine Venuksen pinnalla on 92 kertaa korkeampi kuin maan päällä, ja se on verrattavissa 910 metrin syvyydessä olevan vesikerroksen luomaan paineeseen. Tämän korkean paineen vuoksi hiilidioksidi ei ole enää itse asiassa kaasu, vaan ylikriittinen neste. Venuksen ilmakehän massa on 4,8 1020 kg, mikä on 93 kertaa maan koko ilmakehän massa, ja ilman tiheys pinnalla on 67 kg / m3, eli 6,5% tiheydestä nestemäistä vettä maassa.

Venuksen troposfääri sisältää 99% planeetan koko ilmakehän massasta. 90 % Venuksen ilmakehästä on 28 kilometrin säteellä pinnasta. 50 km:n korkeudessa ilmanpaine on suunnilleen sama kuin maan pinnan paine. Venuksen yöpuolella pilviä löytyy jopa 80 km pinnan yläpuolelta.

Yläilmakehä ja ionosfääri

Venuksen mesosfääri on 65-120 kilometriä. Sitten alkaa termosfääri, joka saavuttaa ilmakehän ylärajan (eksosfäärin) 220-350 km korkeudessa.

Venuksen mesosfääri voidaan jakaa kahteen tasoon: alempaan (62–73 km) ja ylempiin (73–95) km. Ensimmäisessä kerroksessa lämpötila on lähes vakio ja on 230 K (-43 °C). Tämä taso osuu yhteen pilvien ylimmän kerroksen kanssa. Toisella tasolla lämpötila alkaa laskea ja laskee 165 K:een (-108 °C) 95 km:n korkeudessa. Se on kylmin paikka Venuksen ilmakehän päivän puolella. Sitten alkaa mesopaussi, joka on mesosfäärin ja termosfäärin välinen raja ja sijaitsee 95 ja 120 km:n välillä. Mesopaussin päivän puolella lämpötila nousee 300–400 K (27–127 °C) - termosfäärissä vallitseviin arvoihin. Sitä vastoin termosfäärin yöpuoli on Venuksen kylmin paikka, jonka lämpötila on 100 K (~173 °C). Sitä kutsutaan joskus kryosfääriksi. Vuonna 2015 tutkijat kirjasivat Venera Express -luotaimen avulla lämpöpoikkeaman 90-100 kilometrin korkeudella - keskilämpötilat ovat täällä 20-40 astetta korkeammat ja vastaavat 220-224 Kelvin-astetta.

Venuksella on pitkänomainen ionosfääri, joka sijaitsee 120-300 km:n korkeudessa ja on melkein sama kuin termosfääri. Korkea ionisaatiotaso säilyy vain planeetan päiväpuolella. Yön puolella elektronipitoisuus on lähes nolla. Venuksen ionosfääri koostuu kolmesta kerroksesta: 120-130 km, 140-160 km ja 200-250 km. Myös ylimääräinen kerros voi olla noin 180 km:n alueella. Maksimielektronitiheys (elektronien lukumäärä tilavuusyksikköä kohti) 3 1011 m3 saavutetaan toisessa kerroksessa lähellä aurinkopistettä. Ionosfäärin yläraja - ionopaussi - sijaitsee 220-375 km:n korkeudessa. Ensimmäisen ja toisen kerroksen pääionit ovat O2+-ioneja, kun taas kolmas kerros koostuu O+-ioneista. Havaintojen mukaan ionosfääriplasma on liikkeessä ja auringon fotoionisaatio päiväpuolella ja ionien rekombinaatio yöpuolella ovat prosesseja, jotka pääasiallisesti vastaavat plasman kiihdyttämisestä havaittuihin nopeuksiin. Plasman virtaus on ilmeisesti riittävä ylläpitämään havaittua ionipitoisuuden tasoa yöpuolella.

Maan ilmakehä

Maapallon ilmakehä, yksi geosfääreistä, on maapalloa ympäröivien kaasujen seos, joka on suljettu painovoiman vaikutuksesta. Ilmakehä koostuu pääasiassa typestä (N2, 78 %) ja hapesta (O2, 21 %; O3, 10 %). Loput (~1 %) koostuu pääasiassa argonista (0,93 %), jossa on pieniä epäpuhtauksia muita kaasuja, erityisesti hiilidioksidia (0,03 %). Lisäksi ilmakehässä on noin 1,3 h 1,5 h 10 kg vettä, josta suurin osa on keskittynyt troposfääriin.

Lämpötilan muutosten mukaan korkeuden mukaan ilmakehässä erotetaan seuraavat kerrokset:

· Troposfääri- jopa 8-10 km napa-alueilla ja jopa 18 km - päiväntasaajan yläpuolella. Lähes 80 % ilmakehän ilmasta on keskittynyt troposfääriin, täällä muodostuu lähes kaikki vesihöyry, pilviä ja sataa. Lämmönvaihto troposfäärissä on pääosin konvektiivista. Troposfäärissä tapahtuvat prosessit vaikuttavat suoraan ihmisten elämään ja toimintaan. Troposfäärin lämpötila laskee korkeuden myötä keskimäärin 6 ° C / 1 km ja paine - 11 mm Hg. V. joka 100 m. Troposfäärin ehdollinen raja on tropopaussi, jossa lämpötilan lasku korkeuden myötä pysähtyy.

· Stratosfääri- tropopausista stratopausiin, joka sijaitsee noin 50-55 km korkeudessa. Sille on ominaista lämpötilan lievä nousu korkeuden myötä, joka saavuttaa paikallisen maksimin ylärajalla. Stratosfäärissä 20-25 kilometrin korkeudessa on otsonikerros, joka suojaa eläviä organismeja ultraviolettisäteilyn haitallisilta vaikutuksilta.

· Mesosfääri- sijaitsee 55-85 km korkeudessa. Lämpötila laskee vähitellen (0 °C:sta stratopausissa -70 h -90 °C:seen mesopausissa).

· Termosfääri- juoksee 85-400-800 km korkeudessa. Lämpötila nousee korkeuden myötä (200 K:sta 500–2000 K:iin turbopausissa). Ilmakehän ionisaatioasteen mukaan siinä erotetaan neutraali kerros (neutrosfääri) - 90 km: n korkeuteen asti ja ionisoitu kerros - ionosfääri - yli 90 km. Homogeenisuuden mukaan ilmakehä jaetaan homosfääriin (homogeeninen ilmakehä, jolla on vakio kemiallinen koostumus) ja heterosfääriin (ilmakehän koostumus muuttuu korkeuden mukaan). Ehdollinen raja niiden välillä noin 100 km korkeudessa on homopaussi. Ilmakehän yläosaa, jossa molekyylien pitoisuus laskee niin paljon, että ne liikkuvat pääosin ballistisia lentoratoja, lähes ilman törmäyksiä keskenään, kutsutaan eksosfääriksi. Se alkaa noin 550 km:n korkeudesta ja koostuu pääasiassa heliumista ja vedystä, ja siirtyy vähitellen planeettojen väliseen avaruuteen.

Tunnelman arvo

Vaikka ilmakehän massa on vain miljoonasosa Maan massasta, sillä on keskeinen rooli erilaisissa luonnollisissa kiertokuluissa (vesikierto, hiilikierto ja typen kierto). Ilmakehä on teollinen typen, hapen ja argonin lähde, joita saadaan jakotislaamalla nesteytettyä ilmaa.

Marsin tunnelma

Marsin ilmakehä löydettiin jo ennen automaattisten planeettojenvälisten asemien lentoa planeetalle. Kolmen vuoden välein tapahtuvien planeetan vastakohtien ja spektrianalyysin ansiosta tähtitieteilijät tiesivät jo 1800-luvulla, että sen koostumus on hyvin homogeeninen, josta yli 95 % on hiilidioksidia.

1900-luvulla planeettojenvälisten luotainten ansiosta opimme, että Marsin ilmakehä ja sen lämpötila ovat vahvasti yhteydessä toisiinsa, koska pienimpien rautaoksidihiukkasten siirtymisen vuoksi syntyy valtavia pölymyrskyjä, jotka voivat peittää puolet planeettasta ja nostaa sen lämpötila matkan varrella.

Arvioitu koostumus

Planeetan kaasuvaippa koostuu 95 % hiilidioksidista, 3 % typestä, 1,6 % argonista ja vähäisistä määristä happea, vesihöyryä ja muita kaasuja. Lisäksi se on erittäin voimakkaasti täynnä hienoja pölyhiukkasia (enimmäkseen rautaoksidia), jotka antavat sille punertavan sävyn. Rautaoksidihiukkasia koskevien tietojen ansiosta ei ole ollenkaan vaikeaa vastata kysymykseen, minkä värinen ilmakehä on.

Miksi punaisen planeetan ilmakehä koostuu hiilidioksidista? Planeetalla ei ole ollut levytektoniikkaa miljardeihin vuosiin. Levyjen liikkeen puute mahdollisti vulkaanisten pisteiden vuotamisen magmaa pintaan miljoonien vuosien ajan. Hiilidioksidi on myös purkauksen tuote, ja se on ainoa kaasu, jota ilmakehä jatkuvasti täydentää. Itse asiassa tämä on itse asiassa ainoa syy sen olemassaoloon. Lisäksi planeetta menetti magneettikenttänsä, mikä vaikutti siihen, että aurinkotuuli kantoi kevyempiä kaasuja pois. Jatkuvien purkausten vuoksi on ilmaantunut monia suuria tulivuoria. Olympus-vuori on aurinkokunnan suurin vuori.

Tutkijat uskovat, että Mars menetti koko ilmakehänsä, koska se menetti magnetosfäärinsä noin 4 miljardia vuotta sitten. Aikoinaan planeetan kaasuvaippa oli tiheämpi ja magnetosfääri suojasi planeettaa aurinkotuulelta. Aurinkotuuli, ilmakehä ja magnetosfääri ovat vahvasti yhteydessä toisiinsa. Auringon hiukkaset ovat vuorovaikutuksessa ionosfäärin kanssa ja kuljettavat pois molekyylejä siitä vähentäen tiheyttä. Tämä on avain kysymykseen, minne ilmapiiri on kadonnut. Nämä ionisoidut hiukkaset löydettiin avaruusalus, avaruudessa Marsin takana. Tämä johtaa keskimääräiseen paineeseen pinnalla 600 Pa verrattuna keskipaineeseen maan päällä 101 300 Pa.

Rakenne

Ilmakehä on jaettu neljään pääkerrokseen: alempi, keskimmäinen, ylempi ja eksosfääri. Alemmat kerrokset ovat lämmin alue (lämpötila noin 210 K). Sitä lämmittää ilmassa oleva pöly (halkaisijaltaan 1,5 µm) ja pinnan lämpösäteily.

On otettava huomioon, että erittäin suuresta harvinaisuudesta huolimatta hiilidioksidin pitoisuus planeetan kaasuverhossa on noin 23 kertaa suurempi kuin meillä. Siksi Marsin ilmapiiri ei ole niin ystävällinen, eivät vain ihmiset, vaan myös muut maanpäälliset organismit eivät voi hengittää siinä.

Keskikokoinen - samanlainen kuin maapallo. Ilmakehän ylempiä kerroksia lämmittää aurinkotuuli ja siellä lämpötila on paljon korkeampi kuin pinnalla. Tämä lämpö saa kaasun poistumaan kaasukuoresta. Eksosfääri alkaa noin 200 km pinnasta, eikä sillä ole selkeää rajaa. Kuten näet, lämpötilan jakauma korkeudessa on melko ennustettavissa maanpäälliselle planeetalle.

Jupiterin ilmapiiri

Jupiterin ainoa näkyvä osa on ilmakehän pilvet ja täplät. Pilvet sijaitsevat päiväntasaajan suuntaisesti, riippuen nousevista lämpimistä tai laskevista kylmistä virroista, ne ovat valoa ja tummaa ilmakehää planeetta elohopeamaa

Jupiterin ilmakehässä yli 87 tilavuusprosenttia vetyä ja ~ 13 prosenttia heliumia, loput kaasut, mukaan lukien metaani, ammoniakki ja vesihöyry, ovat epäpuhtauksina prosentin kymmenesosien ja sadasosien tasolla.

1 atm:n paine vastaa 170 K:n lämpötilaa. Tropopaussi on tasolla, jossa paine on 0,1 atm ja lämpötila 115 K. Koko alla olevan korkean troposfäärin lämpötilan vaihtelua voidaan luonnehtia adiabaattisella gradientti vety-helium-väliaineessa - noin 2 K kilometriä kohden. Jupiterin radioemissiospektri osoittaa myös radion kirkkauden jatkuvan nousun syvyyden myötä. Tropopaussin yläpuolella on lämpötilan inversion alue, jossa lämpötila kohoaa asteittain ~180 K:een aina 1 mbar:n suuruisiin paineisiin asti. Tämä arvo säilyy mesosfäärissä, jolle on ominaista lähes isotermi tasolle asti, jossa on 1 mbar. paine ~10-6 atm, ja sen yläpuolella alkaa termosfääri, joka siirtyy eksosfääriin, jonka lämpötila on 1250 K.

Jupiterin pilvet

Pääkerrosta on kolme:

1. Ylin, noin 0,5 atm:n paineessa, koostuu kiteisestä ammoniakista.

2. Välikerros koostuu ammoniumhydrosulfidista

3. Alempi kerros, usean ilmakehän paineessa, koostuu tavallisesta vesijäästä.

Jotkut mallit olettavat myös alimman, neljännen pilvikerroksen olemassaolon, joka koostuu nestemäisestä ammoniakista. Kaiken kaikkiaan tällainen malli tyydyttää käytettävissä olevan kokeellisen tiedon kokonaisuuden ja selittää hyvin vyöhykkeiden ja vyöhykkeiden värin: ilmakehän korkeammalla sijaitsevat vaaleat vyöhykkeet sisältävät kirkkaan valkoisia ammoniakkikiteitä ja syvemmät vyöhykkeet punaruskeita ammoniumhydrosulfidikiteitä. .

Kuten Maan ja Venuksen, salama on tallennettu Jupiterin ilmakehään. Voyagerin valokuvien valon välähdyksistä päätellen purkausten intensiteetti on erittäin korkea. Vielä ei kuitenkaan ole selvää, missä määrin nämä ilmiöt liittyvät pilviin, sillä soihdut havaittiin odotettua korkeammalla.

Kierto Jupiterilla

Jupiterin tyypillinen liike on trooppisten ja lauhkean leveysasteiden vyöhykekierto. Itse kierto on akselisymmetrinen, eli sillä ei ole juuri mitään eroja eri pituusasteilla. Itä- ja länsituulien nopeudet vaihtelevat vyöhykkeillä ja vyöhykkeillä 50-150 m/s. Päiväntasaajalla tuuli puhaltaa itään nopeudella noin 100 m/s.

Vyöhykkeiden ja vöiden rakenne vaihtelee luonteeltaan pystysuorat liikkeet josta vaakasuuntaisten virtojen muodostuminen riippuu. Kirkkailla vyöhykkeillä, joiden lämpötila on matalampi, liikkeet ovat nousevia, pilvet ovat tiheämpiä ja sijaitsevat enemmän korkeat tasot ilmakehässä. Tummemmilla (punaruskeilla) vyöhykkeillä, joissa lämpötila on korkeampi, liikkeet ovat alaspäin, ne sijaitsevat syvemmällä ilmakehässä ja niitä peittävät vähemmän tiheät pilvet.

Jupiterin renkaat

Jupiterin renkaat, jotka ympäröivät planeettaa kohtisuorassa päiväntasaajaa vastaan, sijaitsevat 55 000 km:n korkeudella ilmakehästä.

Voyager 1 löysi ne maaliskuussa 1979, ja niitä on seurattu maapallolta siitä lähtien. Siinä on kaksi päärengasta ja yksi erittäin ohut sisärengas, jonka väri on tyypillinen oranssi. Renkaiden paksuus ei näytä ylittävän 30 km ja leveys on 1000 km.

Toisin kuin Saturnuksen renkaat, Jupiterin renkaat ovat tummia (albedo (heijastuskyky) - 0,05). Ja ne koostuvat luultavasti hyvin pienistä meteorisen luonteen kiinteistä hiukkasista. Jupiterin renkaiden hiukkaset eivät todennäköisesti pysy niissä kauan (ilmakehän ja magneettikentän aiheuttamien esteiden vuoksi). Siksi, koska renkaat ovat pysyviä, niitä on täydennettävä jatkuvasti. Metisin ja Adrastean pienet kuut, joiden kiertoradat sijaitsevat renkaiden sisällä, ovat ilmeisiä lähteitä tällaisille lisäyksille. Maasta katsottuna Jupiterin renkaat voidaan nähdä vain infrapunavalossa.

Saturnuksen ilmapiiri

Saturnuksen yläilmakehä koostuu 96,3 % vedystä (tilavuusprosentilla) ja 3,25 % heliumista (verrattuna 10 %:iin Jupiterin ilmakehässä). Siinä on metaania, ammoniakkia, fosfiinia, etaania ja joitain muita kaasuja. Ilmakehän yläosassa olevat ammoniakkipilvet ovat voimakkaampia kuin Jupiterin pilvet. Alemmassa ilmakehässä olevat pilvet koostuvat ammoniumhydrosulfidista (NH4SH) tai vedestä.

Voyagersin mukaan Saturnuksella puhaltavat voimakkaat tuulet, laitteet tallensivat 500 m / s ilmanopeuden. Tuulet puhaltavat pääosin itään (aksiaaliseen pyörimissuuntaan). Niiden vahvuus heikkenee etäisyyden myötä päiväntasaajasta; kun siirrymme pois päiväntasaajalta, ilmakehän länsivirtaukset ilmaantuvat myös. Useat tiedot osoittavat, että ilmakehän kierto ei tapahdu vain yläpilvien kerroksessa, vaan myös syvyydellä. vähintään, jopa 2 tuhatta km. Lisäksi Voyager 2 -mittaukset osoittivat, että tuulet eteläisellä ja pohjoisella pallonpuoliskolla ovat symmetrisiä päiväntasaajan suhteen. Oletuksena on, että symmetriset virtaukset liittyvät jotenkin näkyvän ilmakehän kerroksen alle.

Saturnuksen ilmakehässä esiintyy joskus vakaita muodostelmia, jotka ovat supervoimakkaita hurrikaaneja. Samanlaisia ​​kohteita havaitaan muilla aurinkokunnan kaasuplaneetoilla (katso Jupiterin suuri punainen piste, Neptunuksen suuri tumma piste). Jättiläinen "Great White Oval" ilmestyy Saturnukseen noin kerran 30 vuodessa, viime kerta se havaittiin vuonna 1990 (pieniä hurrikaaneja muodostuu useammin).

Marraskuun 12. päivänä 2008 Cassinin kamerat ottivat infrapunakuvia Saturnuksen pohjoisnavasta. Niistä tutkijat löysivät revontulia, joiden kaltaisia ​​ei ole koskaan havaittu aurinkokunnassa. Myös näitä revontulia havaittiin ultravioletti- ja näkyvällä alueella. Revontulet ovat kirkkaita jatkuvia soikeita renkaita, jotka ympäröivät planeetan napaa. Renkaat sijaitsevat leveysasteella, yleensä 70-80 °. Eteläiset renkaat sijaitsevat keskimääräisellä leveysasteella 75 ± 1°, kun taas pohjoiset ovat noin 1,5° lähempänä napaa, mikä johtuu siitä, että magneettikenttä on jonkin verran voimakkaampi pohjoisella pallonpuoliskolla. Joskus renkaat muuttuvat kierteisiksi soikion sijaan.

Toisin kuin Jupiter, Saturnuksen revontulet eivät liity plasmalevyn epätasaiseen pyörimiseen planeetan magnetosfäärin ulkoosissa. Oletettavasti ne syntyvät aurinkotuulen vaikutuksesta johtuvasta magneettisesta uudelleenyhteydestä. Saturnuksen revontulien muoto ja ulkonäkö muuttuvat suuresti ajan myötä. Niiden sijainti ja kirkkaus liittyvät vahvasti aurinkotuulen paineeseen: mitä suurempi se on, sitä kirkkaampi revontulia ja lähempänä napaa. Auroran keskimääräinen teho on 50 GW alueella 80–170 nm (ultravioletti) ja 150–300 GW alueella 3–4 µm (infrapuna).

Myrskyjen ja myrskyjen aikana Saturnuksella havaitaan voimakkaita salamanpurkauksia. Niiden aiheuttama Saturnuksen sähkömagneettinen aktiivisuus vaihtelee vuosien aikana lähes täydellisestä poissaolosta erittäin voimakkaisiin myrskyihin.

28. joulukuuta 2010 Cassini kuvasi tupakansavua muistuttavan myrskyn. Toinen, erityisen voimakas myrsky kirjattiin 20. toukokuuta 2011.

Uranuksen ilmapiiri

Uranuksen ilmakehä, kuten Jupiterin ja Saturnuksen ilmakehä, koostuu pääasiassa vedystä ja heliumista. Suurissa syvyyksissä se sisältää merkittäviä määriä vettä, ammoniakkia ja metaania, mikä on tunnusmerkki Uranuksen ja Neptunuksen ilmakehässä. Päinvastainen kuva on havaittavissa yläilmakehässä, joka sisältää hyvin vähän vetyä ja heliumia raskaampia aineita. Uranuksen ilmakehä on kylmin aurinkokunnan planeetan ilmakehistä, ja sen vähimmäislämpötila on 49 K.

Uranuksen ilmakehä voidaan jakaa kolmeen pääkerrokseen:

1. Troposfääri- on korkeusalueella 300 km - 50 km (0 on ehdollinen raja, jossa paine on 1 bar;) ja painealue 100 - 0,1 bar

2. Stratosfääri-- kattaa korkeudet 50-4000 km ja paineet 0,1-10-10 bar

3. Eksosfääri-- ulottuu 4000 km:n korkeudelta useille planeetan säteille, tämän kerroksen paine pyrkii nollaan etäisyyden planeettasta.

On huomionarvoista, että toisin kuin maapallolla, Uranuksen ilmakehällä ei ole mesosfääriä.

Troposfäärissä on neljä pilvikerrosta: metaanipilviä rajalla, joka vastaa noin 1,2 baarin painetta; rikkivety- ja ammoniakkipilviä painekerroksessa 3-10 bar; ammoniumhydrosulfidipilviä paineessa 20-40 bar ja lopuksi jääkiteiden vesipilvet alle ehdollisen 50 baarin painerajan. Vain kaksi ylempää pilvikerrosta ovat suorassa havainnoissa, kun taas alla olevien kerrosten olemassaolo ennustetaan vain teoreettisesti. Kirkkaita troposfääripilviä havaitaan harvoin Uranuksella, mikä todennäköisesti johtuu planeetan syvillä alueilla alhaisesta konvektioaktiivisuudesta. Tällaisten pilvien havaintoja on kuitenkin käytetty planeetan vyöhyketuulen nopeuden mittaamiseen, joka nousee jopa 250 m/s.

Tällä hetkellä Uranuksen ilmakehästä on vähemmän tietoa kuin Saturnuksen ja Jupiterin ilmakehistä. Toukokuussa 2013 vain yksi avaruusalus, Voyager 2, on tutkinut Urania lähietäisyydeltä. Tällä hetkellä ei ole suunniteltu muita Uranuksen tehtäviä.

Neptunuksen tunnelma

Ilmakehän ylemmistä kerroksista löydettiin vetyä ja heliumia, joiden osuus on 80 ja 19 prosenttia tietyllä korkeudella. Siellä on myös metaanin jälkiä. Huomattavia metaanin absorptiokaistoja esiintyy yli 600 nm:n aallonpituuksilla spektrin punaisessa ja infrapuna-osassa. Kuten Uranuksen tapauksessa, metaanin punaisen valon absorptio on tärkeä tekijä, joka antaa Neptunuksen ilmakehään sinisen sävyn, vaikka Neptunuksen kirkkaan sininen eroaa Uranuksen maltillisemmasta akvamariinista. Koska Neptunuksen ilmakehän metaanipitoisuus ei juurikaan eroa Uranuksen ilmakehän metaanipitoisuudesta, oletetaan, että ilmakehässä on myös jokin, vielä tuntematon komponentti, joka myötävaikuttaa sen muodostumiseen. sinisen väristä. Neptunuksen ilmakehä on jaettu 2 pääalueeseen: alempaan troposfääriin, jossa lämpötila laskee korkeuden myötä, ja stratosfääriin, jossa lämpötila päinvastoin nousee korkeuden mukana. Niiden välinen raja, tropopaussi, on 0,1 baarin painetasolla. Stratosfääri korvataan termosfäärillä painetasolla, joka on alle 10-4-10,5 mikrobaaria. Termosfääri siirtyy vähitellen eksosfääriin. Neptunuksen troposfäärimallit viittaavat siihen, että se koostuu korkeudesta riippuen pilvistä, joiden koostumus vaihtelee. Ylemmän tason pilvet ovat alle baarin painevyöhykkeellä, missä lämpötila suosii metaanin tiivistymistä.

Yhden ja viiden baarin paineissa muodostuu ammoniakin ja rikkivedyn pilviä. Yli 5 baarin paineissa pilvet voivat koostua ammoniakista, ammoniumsulfidista, rikkivedystä ja vedestä. Syvemmällä, noin 50 baarin paineella, voi muodostua vesijääpilviä, joiden lämpötila on 0 °C. On myös mahdollista, että tällä vyöhykkeellä voi olla ammoniakin ja rikkivedyn pilviä. Neptunuksen korkeita pilviä havaittiin niiden varjojen perusteella, jotka he loivat tason alapuolella olevaan läpinäkymättömään pilvikerrokseen. Niistä erottuvat pilvinauhat, jotka "kiertyvät" planeetan ympärille vakioleveysasteella. Näiden reunaryhmien leveys on 50-150 km, ja ne itse ovat 50-110 km pääpilvikerroksen yläpuolella. Neptunuksen spektrin tutkimus viittaa siihen, että sen alempi stratosfääri on samea johtuen metaanin, kuten etaanin ja asetyleenin, kondensoitumisesta. Stratosfääristä on löydetty myös jäämiä syanidia ja hiilimonoksidia. Neptunuksen stratosfääri on lämpimämpi kuin Uranuksen stratosfääri korkeamman hiilivetypitoisuuden vuoksi. Tuntemattomista syistä planeetan termosfäärin lämpötila on epätavallisen korkea, noin 750 K. Näin korkealla lämpötilalla planeetta on liian kaukana Auringosta, jotta se lämmittää termosfääriä ultraviolettisäteilyllä. Ehkä tämä ilmiö on seurausta ilmakehän vuorovaikutuksesta planeetan magneettikentän ionien kanssa. Toisen teorian mukaan lämmitysmekanismin perustana ovat planeetan sisäalueilta tulevat painovoima-aallot, jotka ovat hajallaan ilmakehässä. Termosfääri sisältää jäämiä hiilimonoksidista ja vedestä, jotka ovat saattaneet tulla ulkopuolisista lähteistä, kuten meteoriiteista ja pölystä.

Isännöi Allbest.ru:ssa

...

Samanlaisia ​​asiakirjoja

Aurinkokunnan rakenne, ulkoalueet. Planeettojen luonnollisten satelliittien alkuperä. Kaasujättiplaneettojen yhteisö. Merkuriuksen, Saturnuksen, Venuksen, Maan, Kuun, Marsin, Uranuksen, Pluton pinnan, ilmakehän, koostumuksen ominaisuudet. Asteroidivyöhykkeet.

tiivistelmä, lisätty 7.5.2012


Aurinkokunnan tutkimuksen ongelma. Kaikki edes järjestelmämme salaisuudet ja mysteerit eivät ole avoimia. Järjestelmämme muiden planeettojen ja asteroidien resurssit. Merkuriuksen, Venuksen, Marsin, Jupiterin, Saturnuksen, Uranuksen, Neptunuksen ja Pluton tutkimus.

tiivistelmä, lisätty 22.4.2003


Kaasujättiläisten käsite. Jupiter aurinkokunnan suurimpana planeetana. Saturnuksen piirteet taivaankappaleena, jossa on rengasjärjestelmä. Uranuksen planeetan ilmakehän erityispiirteet. Neptunuksen perusparametrit. Vertailevat ominaisuudet nämä planeetat.

esitys, lisätty 31.10.2014


Jupiter: yleistä tietoa planeettasta ja sen ilmakehästä. Jupiterian valtameren koostumus. Jupiterin ja sen renkaan satelliitit. Harvinaisia ​​päästöjä Saturnuksen ilmakehässä. Saturnuksen renkaat ja kuut. Uranuksen ilmakehän koostumus ja lämpötila. Neptunuksen ja sen satelliittien rakenne ja koostumus.

tiivistelmä, lisätty 17.1.2012


Planeettojenvälinen järjestelmä, joka koostuu Auringosta ja sen ympärillä pyörivistä luonnollisista avaruusobjekteista. Merkuriuksen, Venuksen ja Marsin pinnan ominaisuudet. Maan, Jupiterin, Saturnuksen ja Uranuksen sijainti järjestelmässä. Asteroidivyöhykkeen ominaisuudet.

esitys, lisätty 8.6.2011


Virallisesti tunnettujen planeettojen jakautumisen piirtäminen. Tarkkojen etäisyyksien määrittäminen Plutoon ja Pluton ulkopuolisiin planeetoihin. Kaava auringon kutistumisnopeuden laskemiseksi. Aurinkokunnan planeettojen alkuperä: Maa, Mars, Venus, Merkurius ja Vulcan.

artikkeli, lisätty 23.3.2014


Aurinkokunnan planeettojen (Venus, Neptunus, Uranus, Pluto, Saturnus, Aurinko) pääparametrien tutkimus: säde, planeetan massa, keskilämpötila, keskimääräinen etäisyys auringosta, ilmakehän rakenne, satelliittien läsnäolo. Kuuluisten tähtien rakenteen ominaisuudet.

esitys, lisätty 15.6.2010


Planeetan ilmakehän muodostumisen historia. Happitasapaino, maapallon ilmakehän koostumus. Ilmakehän kerrokset, troposfääri, pilvet, stratosfääri, keskiilmakehä. Meteorit, meteoriitit ja tulipallot. Termosfääri, revontulet, otsonosfääri. Mielenkiintoisia seikkoja ilmapiiristä.

esitys, lisätty 23.7.2016


Varo tähtien ja planeettojen sijaintia. Ruh zorepodibnyh planeetat, roztashovannyh lähellä ekliptiikkaa. "Silmukat" ylempien planeettojen taivaalla - Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus. Planeettaliikkeen teorian luominen: taivaan mekaniikan tärkeimmät käytännön näkökohdat.

tiivistelmä, lisätty 18.7.2010


Jättiplaneettojen käsite ja erityispiirteet, kunkin ominaisuudet ja arvio niiden merkityksestä galaksissa: Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus. Näiden planeettojen fyysiset ominaisuudet: napapuristus, pyörimisnopeus, tilavuus, kiihtyvyys, pinta-ala.

PLANETOIDEN ILMÄPÄIVÄT PLANETOIDEN ILMASTA - planeettojen kaasukuoret, jotka pyörivät yhdessä planeettojen kanssa, sirottavat ja absorboivat auringon säteilyä. Planeettojen Jupiter, Saturnus, Neptunus ilmakehät koostuvat pääasiassa vedystä, heliumista ja metaanista, Venuksen ja Marsin - pääasiassa hiilidioksidista. Monimutkainen koostumus on Maan ilmakehä (N2, O2, Ar, CO2 jne.).

Suuri Ensyklopedinen sanakirja. 2000 .

Katso mitä "ATMOSPHERES OF THE PLANETS" on muissa sanakirjoissa:

Planeettojen kaasumaiset kuoret, jotka pyörivät yhdessä planeettojen kanssa, sirottavat ja absorboivat auringon säteilyä. Planeettojen Jupiter, Saturnus, Neptunus ilmakehät koostuvat pääasiassa vedystä, heliumista ja metaanista, Venuksen ja Marsin ilmakehät ovat pääasiassa ... ... tietosanakirja

Planeettojen kaasumaiset ulkokuoret. Kaikilla aurinkokunnan suurimmilla planeetoilla on ilmakehä, lukuun ottamatta Merkuriusta ja Plutoa. Ilmakehä on löydetty myös Saturnuksen kuun Titanin ympäriltä; ehkä se on olemassa myös satelliiteissa ... ... Suuri Neuvostoliiton tietosanakirja

Kaasu. planeettojen kuoret, jotka pyörivät yhdessä planeettojen kanssa, sirottavat ja absorboivat auringon säteilyä. A. p. Jupiter, Saturnus, Neptunus ovat hallitsevia. vedystä, heliumista ja metaanista, Venus ja Mars ch. arr. hiilidioksidista. Monimutkaisessa koostumuksessa on ... ... Luonnontiede. tietosanakirja

planeetan ilmakehän kasvihuoneilmiö- kasvihuoneilmiö Ilmakehän syvyyksien lämpötila ylittää planeetan tehollisen lämpötilan, mikä johtuu ilmakehän suuremmasta läpinäkyvyydestä auringon säteilylle kuin lämpösäteilylle. [GOST 25645.143 84] Aiheet planeettojen ilmakehästä ... ...

planeetan ilmakehän yleinen kierto- yleinen kiertokulku Pitkäaikainen vakaa tuulien jakautuminen planeetalla. [GOST 25645.143 84] Planetaarisen ilmakehän aiheet Synonyymit yleiskierto FI planeetan ilmakehän yleinen kierto ... Teknisen kääntäjän käsikirja

ilmakehän optinen syvyys- optinen paksuus Arvo, joka kuvaa planeetan ilmakehän säteilyn vaimenemista. Huomautuksia 1. Optisen paksuuden kaava on: jossa τ on optinen paksuus; h korkeus; k vaimennuskerroin; k= kп + kр, käänteispituuden yksiköissä; kp... Teknisen kääntäjän käsikirja

- (Planetaarituuli) kaasujen häviäminen planeettojen ilmakehästä niiden leviämisen vuoksi tilaa. Ilmakehän häviön päämekanismi on lämpö lämpöliikettä molekyylejä, joiden vuoksi kaasumolekyylejä, jotka ovat vahvoja ... ... Wikipedia

Sisältö: Alku 0–9 A B C D E F F G I K L M N O P R S T U V X T ... Wikipedia

Luonnollista tai keinotekoista alkuperää olevat kappaleet, jotka pyörivät planeettojen ympärillä. Luonnollisissa satelliiteissa on Maa (Kuu), Mars (Phobos ja Deimos), Jupiter (Amalthea, Io, Europa, Ganymede, Callisto, Leda, Himalia, Lysithea, Elara, Ananke, Karme, ... ... tietosanakirja

Luettelo Warhammer 40 000 -universumin planeetoista Seuraavassa on luettelo kuvitteellisen Warhammer 40 000 -universumin planeetoista, jotka ovat esiintyneet Games Workshopin virallisissa materiaaleissa. Sisältö 1 Planeettojen luokitus 2 Luettelo planeetoista 2.1 ... Wikipedia

Kirjat

• , Smirnov Boris Mikhailovich. Opetusohjelma, jonka on luonut kuuluisa neuvostoliittolainen ja venäläinen fyysikko, on omistettu kolmelle ilmakehän fysiikan avainalueelle maailmanlaajuisessa ymmärryksessään ilmakehän sähköstä, stratosfäärin ...
• Globaalin ilmakehän fysiikka. Kasvihuoneilmiö, ilmakehän sähkö, ilmaston evoluutio, Smirnov B.M.

Mikä yhteys planeetan ilmakehän läsnäolon ja sen akselin ympäri kiertämisen keston välillä voi olla? Näyttäisi siltä, ​​että ei yhtään. Ja kuitenkin, Aurinkoa lähinnä olevan planeetan Merkuriuksen esimerkissä olemme vakuuttuneita, että joissakin tapauksissa tällainen yhteys on olemassa.

Painovoiman suhteen Merkurius voisi sisältää koostumukseltaan samanlaisen ilmakehän kuin Maan, vaikkakaan ei niin tiheän.

Nopeus, joka vaaditaan elohopean vetovoiman voittamiseksi kokonaan sen pinnalla, on 4900 m / s, ja tätä nopeutta alhaisissa lämpötiloissa ei saavuta ilmakehämme nopein molekyyleistä). Ja silti Merkuriuksella ei ole ilmakehää. Syynä on, että se liikkuu Auringon ympäri kuin Kuun liike Maan ympäri, eli se on aina samalla puolella kohti keskusvalaisinta. Aika kiertää kiertoradalla (88 päivää) on yhtä suuri kuin kierrosaika akselin ympäri. Siksi Merkuriuksen toisella puolella - joka on aina käännetty Aurinkoa kohti - on keskeytymätön päivä ja ikuinen kesä; toisella puolella, kääntynyt pois Auringosta, keskeytymätön yö ja ikuinen talvi hallitsee.

Mitä planeetan ilmakehille pitäisi tapahtua tällaisissa poikkeuksellisissa ilmasto-oloissa? Ilmeisesti yön puolivälissä kauhean kylmän vaikutuksen alaisena ilmapiiri sakeutuu nesteeksi ja jäätyy. Ilmakehän paineen jyrkän laskun seurauksena planeetan päiväpuolen kaasuvaippa ryntää sinne ja jähmettyy vuorostaan. Tämän seurauksena koko ilmakehän pitäisi kerääntyä kiinteässä muodossa planeetan yöpuolelle, tai pikemminkin siihen osaan, johon aurinko ei katso ollenkaan. Siten ilmakehän puuttuminen Merkuriuksesta on väistämätön seuraus fysikaalisista laeista.

Samoista syistä, joiden vuoksi ilmakehän olemassaolo Merkuriuksella ei ole sallittua, meidän on myös hylättävä usein esitetty olettamus, että Kuun näkymättömällä puolella on ilmakehä. On turvallista sanoa, että jos toisella puolella Kuuta ei ole ilmakehää, se ei voi olla myöskään toisella puolella). Wellsin fantastinen romaani The First Men in the Moon poikkeaa tässä asiassa totuudesta. Kirjailija myöntää, että Kuussa on ilmaa, joka 14 päivän jatkuvan yön aikana onnistuu paksuuntumaan ja jäätymään, ja päivän alkaessa se muuttuu jälleen kaasumaiseen tilaan muodostaen ilmakehän. Mitään sen kaltaista ei kuitenkaan voi tapahtua. "Jos", kirjoitti prof. O. D. Khvolson, - Kuun pimeällä puolella ilma jähmettyy, sitten melkein kaiken ilman pitäisi kulkea vaalealta puolelta pimeälle puolelle ja myös jäätyä siellä. Auringonvalon vaikutuksesta kiinteän ilman tulee muuttua kaasuksi, joka siirtyy välittömästi pimeä puoli ja siellä kovettua... Ilman tislauksen on oltava jatkuvaa, eikä se missään eikä koskaan voi saavuttaa havaittavaa joustavuutta.

On jopa todettu, että ilmakehässä, tarkemmin sanottuna Venuksen stratosfäärissä, on paljon hiilidioksidia - kymmenen tuhatta kertaa enemmän kuin maan ilmakehässä.

Auringolla, kahdeksalla planeetalla yhdeksästä (paitsi Merkuriusta) ja kolmella 63 satelliitista on ilmakehä. Jokaisella tunnelmalla on oma erikoisuutensa kemiallinen koostumus ja käyttäytymisen tyyppi, jota kutsutaan "sääksi". Ilmakehät jaetaan kahteen ryhmään: maanpäällisillä planeetoilla mantereiden tai valtameren tiheys määrää olosuhteet ilmakehän alarajalla ja kaasujättiläisillä ilmakehä on käytännössä pohjaton.

Tietoja planeetoista erikseen:

1. Elohopealla ei käytännössä ole ilmakehää - vain äärimmäisen harvinainen heliumkuori, jonka tiheys on maan ilmakehän tiheys 200 km korkeudessa. Todennäköisesti heliumia muodostuu radioaktiivisten alkuaineiden hajoamisen aikana planeetan suolistossa. Elohopealla on heikko magneettikenttä eikä satelliitteja.

2. Venuksen ilmakehä koostuu pääasiassa hiilidioksidista (CO2) sekä pienestä määrästä typpeä (N2) ja vesihöyryä (H2O). suolahappo(HCl) ja fluorivetyhappo (HF) Paine pinnalla on 90 bar (kuten maanmerissä 900 metrin syvyydessä), lämpötila on noin 750 K koko pinnalla, päivällä ja yöllä. niin korkea lämpötila lähellä Venuksen pintaa ei ole aivan tarkasti kutsuttu "kasvihuoneilmiöksi": auringon säteet kulkevat suhteellisen helposti sen ilmakehän pilvien läpi ja lämmittävät planeetan pintaa, mutta itse pinnan lämpö infrapunasäteily menee ilmakehän läpi takaisin avaruuteen suurilla vaikeuksilla.

3. Marsin harvinainen ilmakehä koostuu 95 % hiilidioksidista ja 3 % typestä, vesihöyryä, happea ja argonia on pieniä määriä. Keskimääräinen paine pinnalla on 6 mbar (eli 0,6 % maan paineesta). Näin alhaisella paineella ei voi olla nestemäistä vettä. Päivittäinen keskilämpötila on 240 K ja maksimi päiväntasaajalla kesällä 290 K. Päivittäiset lämpötilanvaihtelut ovat noin 100 K. Näin ollen Marsin ilmasto on kylmän, kuivuneen korkean aavikon ilmasto.

4. Jupiterin kaukoputki näyttää päiväntasaajan suuntaisia ​​pilvivyöhykkeitä, joissa kirkkaat vyöhykkeet ovat punertavien vyöhykkeiden välissä. Todennäköisesti kirkkaat vyöhykkeet ovat ylävirran alueita, joissa ammoniakkipilvien huiput näkyvät, punertavat vyöhykkeet liittyvät alasvirtauksiin, kirkkaat vyöhykkeet. jonka värin määrää ammoniumhydrosulfaatti sekä punaisen fosforin, rikin ja orgaanisten polymeerien yhdisteet. Vedyn ja heliumin lisäksi CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 ja GeH4 on havaittu spektroskooppisesti Jupiterin ilmakehästä.

5. Teleskoopissa Saturnuksen kiekko ei näytä yhtä vaikuttavalta kuin Jupiter: siinä on ruskehtavan oranssi väri ja heikosti korostuneet vyöt ja vyöhykkeet. Syynä on, että sen ilmakehän yläosat ovat täynnä valoa sirottavaa ammoniakkia ( NH3) sumu Saturnus on kauempana Auringosta, joten sen lämpötila yläilmakehän(90 K) on 35 K alempi kuin Jupiterin ja ammoniakki on tiivistyneessä tilassa. Syvyyden myötä ilmakehän lämpötila nousee 1,2 K/km, joten pilvirakenne muistuttaa Jupiterin: pilvikerroksen alla ammoniumhydrosulfaatti on kerros vesipilviä. Vedyn ja heliumin lisäksi Saturnuksen ilmakehässä on spektroskooppisesti havaittu CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 ja PH3.

6. Uranuksen ilmakehä sisältää pääasiassa vetyä, 12-15 % heliumia ja joitain muita kaasuja Ilmakehän lämpötila on noin 50 K, vaikka ylemmissä harvinaisissa kerroksissa se kohoaa päivällä 750 K ja yöllä 100 K.

7. Suuri pimeä piste löydettiin Neptunuksen ilmakehästä ja monimutkainen järjestelmä pyörrevirrat.

8. Plutolla on erittäin pitkänomainen ja kalteva kiertorata; perihelionissa se lähestyy Aurinkoa 29,6 AU:ssa ja väistyy aphelionissa 49,3 AU:ssa. Pluto ohitti perihelin vuonna 1989; Vuodesta 1979 vuoteen 1999 se oli lähempänä aurinkoa kuin Neptunus. Pluton kiertoradan suuren kaltevuuden vuoksi sen polku ei kuitenkaan koskaan leikkaa Neptunuksen kanssa. Pluton pintalämpötila on keskimäärin 50 K, se muuttuu afelionista perihelioon 15 K, mikä on varsin havaittavissa näin alhaisissa lämpötiloissa. tämä johtaa harvennetun metaani-ilmakehän ilmaantumiseen planeetan perihelionin kulkemisen aikana, mutta sen paine on 100 000 kertaa pienempi kuin maan ilmakehän paine.Pluto ei pysty pitämään ilmakehää pitkään, koska se on pienempi kuin kuu.