Atmosféra je plynový obal planéty, ktorý sa spolu s planétou pohybuje vo svetovom priestore ako celku. Takmer všetky planéty našej slnečnej sústavy majú svoje vlastné atmosféry, ale iba zemská atmosféra je schopná podporovať život. V atmosférach planét sú aerosólové častice: tuhé prachové častice vystúpené z pevného povrchu planéty, kvapalné alebo tuhé častice vznikajúce pri kondenzácii atmosférických plynov, meteorický prach. Uvažujme podrobne o zložení a vlastnostiach atmosfér planét slnečnej sústavy.
Ortuť. Na tejto planéte sú stopy atmosféry: sú zaznamenané hélium, argón, kyslík, uhlík a xenón. Tlak atmosféry na povrchu Merkúra je extrémne malý: je to dve bilióntiny normálneho atmosférického tlaku Zeme. S takou zriedenou atmosférou je v nej tvorba vetrov a oblakov nemožná, nechráni planétu pred slnečným teplom a kozmickým žiarením.
Venuša. V roku 1761 si Michail Lomonosov, ktorý pozoroval prechod Venuše cez disk Slnka, všimol tenký irizujúci okraj obklopujúci planétu. Tak bola objavená atmosféra Venuše. Táto atmosféra je mimoriadne silná: tlak na povrchu bol 90-krát väčší ako na povrchu Zeme. Atmosféra Venuše je 96,5% oxidu uhličitého. Dusík predstavuje nie viac ako 3%. Ďalej sa našli nečistoty inertných plynov (predovšetkým argónu). Skleníkový efekt v atmosfére Venuše zvyšuje teplotu o 400 stupňov!
Obloha na Venuši má jasný žltozelený odtieň. Hmlistý opar siaha do nadmorskej výšky asi 50 km. Ďalej, až do nadmorskej výšky 70 km, sú oblaky malých kvapiek kyseliny sírovej. Verí sa, že vzniká z oxidu siričitého zo sopiek. Rýchlosť rotácie na úrovni hornej hranice oblakov je iná ako nad samotným povrchom planéty. To znamená, že nad rovníkom Venuše vo výške 60-70 km neustále fúka hurikánový vietor rýchlosťou 100-300 m / s v smere pohybu planéty. Najvyššie vrstvy atmosféry Venuše sú zložené takmer výlučne z vodíka.
Atmosféra Venuše siaha do nadmorskej výšky 5500 km. V súlade s rotáciou Venuše z východu na západ v rovnakom smere dochádza k rotácii atmosféry. Podľa teplotného profilu je atmosféra Venuše rozdelená na dve oblasti: troposféru a termosféru. Na povrchu je teplota + 460 ° C, málo sa mení vo dne v noci. Smerom k hornej hranici troposféry teplota klesne na -93 ° C.
Mars. Obloha tejto planéty nie je čierna, ako sa predpokladalo, ale ružová. Ukázalo sa, že prach visiaci vo vzduchu absorbuje 40% prichádzajúceho slnečného svetla, čím vzniká farebný efekt. Atmosféra Marsu je 95% oxidu uhličitého. Asi 4% pripadajú na dusík a argón. Kyslík a vodná para v atmosfére Marsu sú menej ako 1%. Priemerný atmosférický tlak na povrchu je 15 000 -krát nižší ako na Venuši a 160 -krát nižší ako na povrchu Zeme. Skleníkový efekt zvyšuje priemernú povrchovú teplotu o 9 ° C.
Mars sa vyznačuje prudkými výkyvmi teplôt: cez deň môže teplota dosiahnuť + 27 ° С, ale do rána až do -50 ° С. Je to spôsobené tým, že vzácna atmosféra Marsu nie je schopná udržať teplo. Jedným z prejavov teplotného rozdielu sú veľmi silné vetry, ktorých rýchlosť dosahuje 100 m / s. Na Marse sú mraky najrôznejších tvarov a typov: cirrové, vlnité.
A. Michajlov, prof.
Veda a život // Ilustrácie
Mesačná krajina.
Topenie polárnej škvrny na Marse.
Dráhy Marsu a Zeme.
Lowellova mapa Marsu.
Kühlov model Marsu.
Kresba Marsu od Antoniadiho.
Vzhľadom na otázku existencie života na iných planétach budeme hovoriť iba o planétach našej slnečnej sústavy, pretože nevieme nič o prítomnosti iných slnkov, ktoré sú hviezdami, vo svojich vlastných planetárnych systémoch, podobných tým našim. . Podľa moderných pohľadov na vznik slnečnej sústavy možno dokonca predpokladať, že vznik planét obiehajúcich okolo centrálnej hviezdy je prípad, ktorého pravdepodobnosť je zanedbateľná, a preto drvivá väčšina hviezd nemá vlastnú planétu systémov.
Ďalej je potrebné urobiť výhradu, že nedobrovoľne zvažujeme otázku života na planétach z nášho, pozemského hľadiska, za predpokladu, že sa tento život prejavuje v rovnakých formách ako na Zemi, to znamená za predpokladu životných procesov a všeobecných štruktúra organizmov podobných pozemským. V tomto prípade pre rozvoj života na povrchu planéty musia existovať určité fyzikálno -chemické podmienky, teplota nesmie byť príliš vysoká ani príliš nízka, musí byť k dispozícii voda a kyslík, pričom základom organickej hmoty musia byť zlúčeniny uhlíka .
Atmosféry planét
Prítomnosť atmosféry na planétach je určená napätím gravitačnej sily na ich povrchu. Veľké planéty majú dostatočnú gravitačnú silu na to, aby udržali okolo seba plynný obal. Molekuly plynu sú skutočne v neustálom rýchlom pohybe, ktorého rýchlosť je určená chemickou povahou tohto plynu a teplotou.
Ľahké plyny - vodík a hélium - majú najvyššiu rýchlosť; so stúpajúcou teplotou sa zvyšuje rýchlosť. Za normálnych podmienok, to znamená pri teplote 0 ° a atmosférickom tlaku, je priemerná rýchlosť molekuly vodíka 1840 m / s a kyslíka 460 m / s. Ale pod vplyvom vzájomných kolízií jednotlivé molekuly nadobúdajú rýchlosti niekoľkonásobne vyššie ako uvedené priemerné čísla. Ak sa molekula vodíka objaví v horných vrstvách zemskej atmosféry rýchlosťou presahujúcou 11 km / s, potom takáto molekula odletí zo Zeme do medziplanetárneho priestoru, pretože gravitačná sila nebude stačiť na jej udržanie.
Čím je planéta menšia, tým je menej hmotná, tým menej je táto obmedzujúca alebo, ako sa hovorí, kritická rýchlosť. Pre Zem je kritická rýchlosť 11 km / s, pre Merkúr iba 3,6 km / s, pre Mars 5 km / s, pre Jupiter, najväčšia a najhmotnejšia zo všetkých planét, 60 km / s. Z toho vyplýva, že Merkúr, a ešte viac ešte menšie telesá, ako napríklad satelity planét (vrátane nášho Mesiaca) a všetky malé planéty (asteroidy), nedokážu svojou slabou príťažlivosťou udržať atmosférický obal blízko svojho povrchu. Mars je schopný, aj keď s ťažkosťami, udržať atmosféru oveľa tenšiu ako Zem, zatiaľ čo Jupiter, Saturn, Urán a Neptún sú gravitačne dostatočne silné na to, aby udržali silné atmosféry obsahujúce ľahké plyny ako amoniak a metán a možno aj voľný vodík.
Absencia atmosféry nevyhnutne znamená neprítomnosť vody v tekutom stave. V bezvzduchovom priestore je odparovanie vody oveľa energickejšie ako pri atmosférickom tlaku; voda sa preto rýchlo zmení na paru, ktorá je veľmi ľahkou panvou a podlieha rovnakému osudu ako ostatné plyny v atmosfére, to znamená, že viac alebo menej rýchlo opúšťa povrch planéty.
Je zrejmé, že na planéte bez atmosféry a vody sú podmienky pre vývoj života úplne nepriaznivé a na takejto planéte nemôžeme čakať žiadny život rastlín ani zvierat. Do tejto kategórie patria všetky menšie planéty, satelity planét a veľké planéty - Merkúr. Povedzme si niečo viac o dvoch telách tejto kategórie, konkrétne o Mesiaci a Merkúre.
Mesiac a Merkúr
Pre tieto telesá bola absencia atmosféry stanovená nielen vyššie uvedenými úvahami, ale aj priamymi pozorovaniami. Keď sa Mesiac pohybuje po oblohe a prediera sa okolo Zeme, často sám so sebou zakrýva hviezdy. Zmiznutie hviezdy za mesačným kotúčom je možné pozorovať už v malej trubici a vždy sa to stane okamžite. Keby bol lunárny raj obklopený prinajmenšom vzácnou atmosférou, potom by hviezda predtým, ako úplne zmizne, touto atmosférou istý čas presvitala a zjavná jasnosť hviezdy by sa postupne znižovala, navyše v dôsledku lomu svetla Zdá sa, že hviezda je vytlačená zo svojho miesta ... Všetky tieto javy úplne chýbajú, keď sú hviezdy pokryté Mesiacom.
Mesačné krajiny pozorované ďalekohľadmi ohromujú ostrosťou a kontrastom svojho osvetlenia. Na mesiaci nie je žiadny penumbra. Sýte čierne tiene sa nachádzajú v blízkosti jasných a slnečných miest. Stáva sa to preto, že kvôli absencii atmosféry neexistuje na mesiaci modrá denná obloha, ktorá by svojim svetlom zmäkčila tiene; obloha je tam vždy čierna. Na Mesiaci nie je súmrak a po západe slnka okamžite nastáva tmavá noc.
Ortuť je od nás oveľa ďalej ako Mesiac. Preto nemôžeme pozorovať také detaily ako na Mesiaci. Typ jeho krajiny nepoznáme. Krytie hviezd ortuťou je pre svoju zjavnú malosť extrémne zriedkavé a nič nenasvedčuje tomu, že by toto pokrytie bolo niekedy pozorované. Ale pred diskom Slnka existujú pasáže Merkúra, keď pozorujeme, že táto planéta v podobe malého čierneho bodu sa pomaly plazí po jasnom slnečnom povrchu. V tomto prípade je okraj Merkúra ostro načrtnutý a tie javy, ktoré boli videné pri prechode Venuše pred Slnkom, neboli na Merkúre pozorované. Ale stále je možné, že sa zachovali malé stopy atmosféry Merkúra, ale táto atmosféra má v porovnaní so Zemou úplne bezvýznamnú hustotu.
Na Mesiaci a Merkúre sú teplotné podmienky pre život úplne nepriaznivé. Mesiac sa otáča okolo svojej osi extrémne pomaly, vďaka čomu na ňom deň a noc pokračujú štrnásť dní. Teplo slnečných lúčov nie je temperované vzduchovou škrupinou, a preto počas dňa na Mesiaci teplota povrchu stúpne na 120 °, teda nad bod varu vody. Počas dlhej noci teplota klesne na 150 ° pod nulou.
Počas zatmenia Mesiaca sa pozorovalo, že len za niečo málo cez hodinu klesla teplota zo 70 ° C na 80 ° C a po skončení zatmenia sa takmer v rovnako krátkom čase vrátila na svoje miesto pôvodná hodnota. Toto pozorovanie poukazuje na extrémne nízku tepelnú vodivosť hornín, ktoré tvoria mesačný povrch. Slnečné teplo nepreniká hlboko, ale zostáva v najtenšej hornej vrstve.
Jeden si musí myslieť, že povrch Mesiaca je pokrytý ľahkými a voľnými vulkanickými tufmi, možno aj popolom. Už v hĺbke jedného metra sú kontrasty tepla a chladu vyhladené iba tak, že je pravdepodobné, že tam prevláda priemerná teplota, ktorá sa málo líši od priemernej teploty zemského povrchu, to znamená, že je niekoľko stupňov nad nulou. . Niektoré zárodky živej hmoty tam síce prežili, ale ich osud je, samozrejme, nezávideniahodný.
Na Merkúre je rozdiel v teplotných podmienkach ešte výraznejší. Táto planéta je vždy obrátená k Slnku na jednej strane. Na dennej pologuli Merkúra teplota dosahuje 400 °, to znamená, že je nad teplotou topenia olova. A na nočnej pologuli by mal mráz dosahovať teplotu kvapalného vzduchu a ak na Merkúre existovala atmosféra, potom by sa mala na nočnej strane zmeniť na kvapalinu a možno aj zamrznúť. Iba na hranici medzi dennou a nočnou pologuľou v úzkom pásme môžu existovať teplotné podmienky, ktoré sú pre život aspoň trochu priaznivé. Nie je však potrebné myslieť na možnosť rozvinutého organického života tam. Ďalej v prítomnosti stôp atmosféry sa v nej nemohol zadržať voľný kyslík, pretože pri teplote dennej pologule sa kyslík energicky kombinuje s väčšinou chemických prvkov.
Pokiaľ ide o možnosť života na Mesiaci, vyhliadky sú dosť nepriaznivé.
Venuša
Na rozdiel od Merkúra má Venuša určité príznaky hustej atmosféry. Keď Venuša prechádza medzi Slnkom a Zemou, je obklopená svetelným prstencom - to je jeho atmosféra, ktorá je pri prechode osvetlená Slnkom. Takéto prechody Venuše pred slnečným diskom sú veľmi zriedkavé: posledný prechod sa uskutočnil v roku 18S2, ďalší sa uskutoční v roku 2004. Avšak takmer každý rok Venuša prechádza, aj keď nie cez samotný solárny disk, ale skôr blízko neho, a potom je viditeľný v tvare veľmi úzkeho polmesiaca, ako mesiac tesne po novom mesiaci. Podľa perspektívnych zákonov by slnečný lúč Venuše musel urobiť oblúk presne 180 °, ale v skutočnosti existuje dlhší jasný oblúk, ku ktorému dochádza v dôsledku odrazu a ohýbania slnečných lúčov v atmosfére Venuše . Inými slovami, na Venuši je súmrak, ktorý zväčšuje dĺžku dňa a čiastočne osvetľuje jeho nočnú pologuľu.
Zloženie atmosféry Venuše je stále málo pochopené. V roku 1932 sa v ňom pomocou spektrálnej analýzy zistilo veľké množstvo oxidu uhličitého, čo zodpovedalo vrstve silnej 3 km za štandardných podmienok (t. J. Pri 0 ° a tlaku 760 mm).
Povrch Venuše sa nám vždy javí ako oslnivo biely a bez viditeľných trvalých škvŕn alebo obrysov. Predpokladá sa, že v atmosfére Venuše je vždy silná vrstva bielych mrakov, ktorá úplne zakrýva pevný povrch planéty.
Zloženie týchto oblakov nie je známe, ale s najväčšou pravdepodobnosťou ide o vodné pary. Nevidíme, čo je pod nimi, ale je zrejmé, že oblaky by mali zmierňovať teplo slnečných lúčov, ktoré by na Venuši, ktorá je k Slnku bližšie ako k Zemi, boli inak nadmerne silné.
Merania teploty poskytovali asi 50-60 ° C na dennej pologuli a 20 ° C na noc. Takéto kontrasty sa vysvetľujú pomalou rotáciou Venuše okolo osi. Aj keď presné obdobie jeho rotácie nie je známe kvôli absencii znateľných škvŕn na povrchu planéty, zdá sa, že deň na Venuši netrvá menej ako našich 15 dní.
Aké sú životné šance na Venuši?
V tomto ohľade sa vedci líšia v názore. Niektorí veria, že všetok kyslík v jeho atmosfére je chemicky viazaný a existuje iba v zložení oxidu uhličitého. Pretože tento plyn má nízku tepelnú vodivosť, mala by byť v tomto prípade teplota blízko povrchu Venuše pomerne vysoká, možno dokonca blízka bodu varu vody. To by mohlo vysvetliť prítomnosť veľkého množstva vodných pár v horných vrstvách jeho atmosféry.
Všimnite si, že vyššie uvedené výsledky určovania teploty Venuše sa týkajú vonkajšieho povrchu oblačnosti, t.j. do pomerne vysokej výšky nad jeho tvrdý povrch. V každom prípade si treba myslieť, že podmienky na Venuši pripomínajú skleník alebo skleník, ale pravdepodobne s ešte oveľa vyššou teplotou.
Mars
O planétu Mars je najväčší záujem z hľadiska otázky existencie života. V mnohom je podobný Zemi. Zo škvŕn, ktoré sú zreteľne viditeľné na jeho povrchu, sa zistilo, že Mars sa otáča okolo osi a robí jednu otáčku za 24 hodín a 37 m. Preto na ňom dochádza k zmene dňa a noci, ktorá trvá takmer rovnako dlho na Zemi.
Os rotácie Marsu zviera s rovinou jeho obežnej dráhy uhol 66 °, takmer úplne rovnaký ako Zem. Vďaka tomuto sklonu osi sa na Zemi menia ročné obdobia. Očividne je podobná zmena aj na Marse, ale každá sezóna na ňom je takmer dvakrát dlhšia ako tá naša. Dôvodom je to, že Mars, ktorý je v priemere jeden a pol krát ďalej od Slnka ako Zem, robí svoju revolúciu okolo Slnka za takmer dva pozemské roky, presnejšie za 689 dní.
Najvýraznejším detailom na povrchu Marsu, ktorý je viditeľný pri pohľade ďalekohľadom, je biela škvrna, ktorá sa zhoduje v polohe s jedným zo svojich pólov. Miesto je najlepšie vidieť na južnom póle Marsu, pretože v obdobiach jeho najbližšej blízkosti Zeme je Mars naklonený k Slnku a k Zemi s južnou pologuľou. Všimli sme si, že s nástupom zimy na zodpovedajúcej pologuli Marsu sa biela škvrna začína zväčšovať a v lete klesá. Dokonca boli prípady (napríklad v roku 1894), keď polárna škvrna na jeseň takmer úplne zmizla. Niekto by si mohol myslieť, že je to sneh alebo ľad, ktorý sa v zime ukladá v tenkej pokrývke blízko pólov planéty. Že je tento obal veľmi tenký, vyplýva z naznačeného pozorovania zmiznutia bielej škvrny.
Vzhľadom na odľahlosť Marsu od Slnka je jeho teplota pomerne nízka. Letá sú tam veľmi chladné, napriek tomu sa stáva, že polárne snehy sa úplne roztopia. Dlhé letné obdobie nedostatočne kompenzuje nedostatok tepla. Z toho teda vyplýva, že je málo snehu, možno iba pár centimetrov, je dokonca možné, že biele polárne škvrny nie sú vyrobené zo snehu, ale z mrazu.
Táto okolnosť je v úplnom súlade so skutočnosťou, že podľa všetkých údajov je na Marse málo vlhkosti, málo vody. More a veľké vodné plochy sa na ňom nenašli. V jeho atmosfére sú oblaky veľmi zriedka pozorované. Samotná oranžová farba povrchu planéty, vďaka ktorej sa Mars javí voľným okom ako červená hviezda (odtiaľ pochádza aj jeho názov pre starorímskeho boha vojny), väčšinou „pozorovateľov“ vysvetľuje skutočnosť, že povrch Marsu je bezvodá piesočnatá púšť sfarbená oxidmi železa.
Mars sa pohybuje okolo Slnka po nápadne predĺženej elipse. Z tohto dôvodu sa jeho vzdialenosť od Slnka mení v dosť širokom rozmedzí - od 206 do 249 miliónov km. Keď je Zem na tej istej strane Slnka ako Mars, nastávajú takzvané opozície Marsu (pretože Mars je v tomto čase na strane oblohy oproti Slnku). Počas opozícií je Mars za priaznivých podmienok pozorovaný na nočnej oblohe. Konfrontácie sa striedajú v priemere po 780 dňoch, alebo po dvoch rokoch a dvoch mesiacoch.
Nie v každej konfrontácii sa však Mars priblíži k Zemi v jej najkratšej vzdialenosti. Na to je potrebné, aby sa opozícia zhodovala s časom najbližšieho priblíženia Marsu k Slnku, čo sa deje iba pri každej siedmej alebo ôsmej opozícii, to znamená asi po pätnástich rokoch. Takéto opozície sa nazývajú veľké opozície; konali sa v rokoch 1877, 1892, 1909 a 1924. Ďalšia veľká konfrontácia bude v roku 1939 T. Do týchto dátumov sú načasované hlavné pozorovania Marsu a súvisiace objavy. Mars bol počas opozície v roku 1924 najbližšie k Zemi, ale aj vtedy bola jeho vzdialenosť od nás 55 miliónov km. Mars nikdy nie je bližšie k Zemi.
„Kanály“ na Marse
V roku 1877 taliansky astronóm Schiaparelli, ktorý robil pozorovania relatívne skromným teleskopom, ale pod priehľadnou oblohou v Taliansku, objavil na povrchu Marsu okrem tmavých škvŕn, aj keď sa nesprávne nazývajú moria, aj celú sieť úzkych priamych čiar resp. pruhy, ktoré nazval úžiny (po taliansky canale). Preto sa slovo „kanál“ začalo používať v iných jazykoch na označenie týchto záhadných útvarov.
Schiaparelli na základe svojich mnohoročných pozorovaní zostavil podrobnú mapu povrchu Marsu, na ktorej sú nakreslené stovky kanálov spájajúcich medzi psami temné škvrny „morí“. Neskôr americký astronóm Lowell, ktorý dokonca postavil špeciálne observatórium na pozorovanie Marsu v Arizone, objavil kanály v temných priestoroch „morí“. Zistil, že „moria“ aj kanály menia svoju viditeľnosť v závislosti od ročných období: v lete tmavnú, niekedy nadobúdajú sivozelený odtieň, v zime blednú a hnednú. Lowellove mapy sú ešte podrobnejšie ako Schiaparelliho mapy, obsahujú mnoho kanálov, ktoré tvoria zložitú, ale pomerne pravidelnú geometrickú sieť.
Na vysvetlenie javov pozorovaných na Marse vyvinul Lowell teóriu, ktorá sa rozšírila hlavne medzi nadšencami astronómie. Táto teória sa scvrkáva na nasledujúce.
Lowellov oranžový povrch je, rovnako ako väčšina ostatných pozorovateľov, mylne považovaný za piesočnú pustinu. Za tmavé miesta „morí“ považuje oblasti pokryté vegetáciou - polia a lesy. Kanály považuje za zavlažovaciu sieť položenú inteligentnými bytosťami žijúcimi na povrchu planéty. Samotné kanály však nie sú pre nás zo Zeme viditeľné, pretože ich šírka na to zďaleka nepostačuje. Aby boli kanály viditeľné zo Zeme, musia byť široké najmenej desať kilometrov. Lowell sa preto domnieva, že vidíme iba široký pás vegetácie, ktorý rozvíja svoje zelené listy, keď je samotný kanál, ktorý prebieha v strede tohto pásu, naplnený pramenitou vodou prúdiacou z pólov, kde sa tvorí z tavenia. polárnych snehov.
Postupne však začali vznikať pochybnosti o realite takýchto lineárnych kanálov. Najindikatívnejšou skutočnosťou bola skutočnosť, že pozorovatelia vyzbrojení najmocnejšími modernými teleskopmi nevideli žiadne kanály, ale iba pozorovali neobvykle bohatý obraz rôznych detailov a odtieňov na povrchu Marsu, ktoré však neboli pravidelné geometrické obrysy. Kanály videli a načrtávali iba pozorovatelia používajúci stredne silné nástroje. Preto vzniklo silné podozrenie, že kanály predstavujú iba optický klam (optický klam), ku ktorému dochádza pri extrémnom namáhaní očí. Na objasnenie tejto okolnosti bolo vykonaných veľa prác a rôznych experimentov.
Najpresvedčivejšie sú výsledky, ktoré získal nemecký fyzik a fyziológ Kühl. Zariadil špeciálny model zobrazujúci Mars. Kuehl na tmavom pozadí prilepil kruh, ktorý vystrihol z bežných novín, na ktorý bolo umiestnených niekoľko sivých škvŕn, ktoré vo svojich obrysoch pripomínali „moria“ na Marse. Ak sa pozrieme na takýto model zblízka, potom je jasné, o čo ide - môžete si prečítať text v novinách a nevzniká ilúzia. Ak sa však posuniete ďalej, potom sa pri správnom osvetlení začnú objavovať rovné tenké pruhy, ktoré prechádzajú z jedného tmavého bodu na druhé a navyše sa nezhodujú s riadkami vytlačeného textu.
Kuehl tento jav podrobne študoval.
Ukázal, že prítomnosť troch malých detailov a odtieňov, postupne sa meniacich jeden na druhého, keď ich oko nedokáže zachytiť „o všetky podrobnosti, existuje túžba spojiť tieto detaily s jednoduchšími geometrickými schémami, v dôsledku čoho ilúzia priamych pruhov sa objaví tam, kde nie je k dispozícii správny obrys. Vynikajúci súčasný pozorovateľ Antoniadi, ktorý je tiež dobrým umelcom, maľuje Mars ako fľakatý, s hromadou nepravidelných detailov, ale bez akýchkoľvek priamych kanálov.
Možno si myslíte, že túto otázku najlepšie vyriešia tri pomocné fotografie. Fotografický štítok sa nedá oklamať: zdá sa, že by mal ukazovať, čo na Marse vlastne je. Bohužiaľ nie je. Fotografia, ktorá dala toľko vo vzťahu k hviezdam a hmlovinám, dáva menej vo vzťahu k povrchu planét, ako vidí oko pozorovateľa rovnakým prístrojom. Vysvetľuje to skutočnosť, že obraz Marsu, získaný aj pomocou najväčších a dlhých ohniskových prístrojov, je na doske veľmi malý - má iba priemer 2 mm. Takýto obraz samozrejme nedokáže rozoznať veľké detaily. Existuje chyba, z ktorej majú nadšenci modernej fotografie, ktorí fotografujú pomocou zariadení ako „Leica“.
Život na Marse
Fotografie Marsu, urobené cez rôzne svetelné filtre, však jasne dokázali existenciu atmosféry Marsu, aj keď oveľa vzácnejšie ako na Zemi. Niekedy večer v tejto atmosfére spozorujeme svetelné body, ktoré sú pravdepodobne kupovité mraky. Ale vo všeobecnosti je oblačnosť na Marse zanedbateľná, čo je celkom v súlade s malým množstvom vody na ňom.
Takmer všetci pozorovatelia Marsu sa dnes zhodujú na tom, že tmavé škvrny „morí“ skutočne predstavujú oblasti pokryté rastlinami. V tomto ohľade sa Lowellova teória potvrdzuje. Ešte relatívne nedávno tu však bola jedna prekážka. Otázku komplikovali teplotné podmienky na povrchu Marsu.
Pretože Mars je jeden a polkrát ďalej od Slnka ako Zem, prijíma dva a štvrťkrát menej tepla. Otázka, na akú teplotu môže také nevýznamné množstvo tepla zahriať jeho povrch, závisí od štruktúry atmosféry Marsu, ktorá je „plášťom“ neznámej hrúbky a zloženia.
Nedávno bolo možné určiť teplotu povrchu Marsu priamymi meraniami. Ukázalo sa, že v rovníkových oblastiach v poludnie teplota stúpa na 15-25 ° C, ale večer nastane silné chladné počasie a noc je očividne sprevádzaná neustálymi tuhými mrazmi.
Podmienky na Marse sú podobné podmienkam pozorovaným vo vysokých horách: riedky vzduch a priehľadnosť, výrazné zahrievanie priamym slnečným žiarením, chlad v tieni a silné nočné mrazy. Podmienky sú nepochybne veľmi tvrdé, dá sa však predpokladať, že sa rastliny aklimatizovali, prispôsobili sa im, ako aj nedostatku vlhkosti.
Existenciu života rastlín na Marse teda môžeme považovať za takmer preukázanú, ale nemôžeme povedať nič konkrétne o zvieratách, ani o tých inteligentnejších.
Pokiaľ ide o ďalšie planéty slnečnej sústavy - Jupiter, Saturn, Urán a Neptún, je ťažké predpokladať možnosť života na nich z nasledujúcich dôvodov: po prvé, nízka teplota v dôsledku vzdialenosti od Slnka a po druhé, jedovaté plyny nedávno objavené v ich atmosfére - amoniak a metán. Ak majú tieto planéty pevný povrch, potom je skrytý niekde vo veľkých hĺbkach, ale vidíme iba horné vrstvy ich extrémne silnej atmosféry.
Ešte menej pravdepodobný je život na planéte najďalej od Slnka - nedávno objavené Pluto, o ktorého fyzikálnych podmienkach stále nič nevieme.
Takže zo všetkých planét našej slnečnej sústavy (okrem Zeme) možno tušiť existenciu života na Venuši a považovať existenciu života na Marse za takmer preukázanú. Ale to všetko samozrejme odkazuje na súčasnú dobu. V priebehu času sa počas vývoja planét môžu podmienky dramaticky zmeniť. Nebudeme o tom hovoriť kvôli nedostatku údajov.
Atmosféra planét a ich satelitov - jej hustota a zloženie sú určené priemerom a hmotnosťou planét, vzdialenosťou od Slnka, zvláštnosťami ich formovania a vývoja. Čím ďalej je planéta od Slnka, tým prchavejšie zložky boli a teraz sú v jej zložení; čím menšia je hmotnosť planéty, tým menšia je jej schopnosť udržať tieto prchavé látky atď. Pozemské planéty pravdepodobne už dávno stratili svoju primárnu atmosféru. Najbližšia planéta k Slnku, Merkúr, so svojou relatívne nízkou hmotnosťou (schopná zadržať molekuly s atómovou hmotnosťou menšou ako 40 v gravitačnom poli) a vysokou povrchovou teplotou, nemá prakticky žiadnu atmosféru (CO 2 = 2 000 atm-cm) . Existuje určitá atmosférická koróna, ktorá sa skladá z inertných plynov - argónu, neónu a hélia. Argón a hélium sú zjavne rádiogénne a neustále vstupujú do atmosféry vďaka akejsi „emanácii“ hornín, z ktorých sa skladá ortuť, a pravdepodobne aj endogénnym procesom. Prítomnosť neónu je záhadou. Je ťažké predpokladať, že v pôvodnej látke Merkúr mohlo byť prítomných toľko neónov, že by stále mohlo vyčnievať z útrob tejto planéty, najmä preto, že na tejto planéte nebol nájdený žiadny presvedčivý dôkaz plutonickej aktivity.
Venuša má najteplejšiu a najmocnejšiu atmosféru zo všetkých pozemských planét. Atmosféra planéty je 97% CO 2, obsahuje 0 2, N 2 a H 2 0. Teplota na povrchu dosahuje 747 + 20 K, tlak (8,83 + 0,15) 10 6 Pa. Atmosféra Venuše je s najväčšou pravdepodobnosťou výsledkom jej vnútornej činnosti. AP Vinogradov veril, že celý CO 2 atmosféry Venuše je spôsobený odplynením všetkých uhličitanov pri vysokej teplote jeho povrchu. Zdá sa, že to nie je celkom pravda, pretože nie je jasné, ako potom mohli tieto uhličitany vzniknúť? Je nepravdepodobné, že by teplota povrchu Venuše bola v minulosti výrazne nižšia, je nepravdepodobné, že by na jeho povrchu kedysi bola hydrosféra, a preto sa nemohli vytvárať uhličitany. Verilo sa, že všetka voda z Venuše sa stratila v dôsledku disociácie jej molekúl v atmosfére na vodík a kyslík, po ktorej nasledoval rozptýlenie vodíka do vesmíru. Kyslík naopak vstupoval do chemických reakcií s uhlíkatou hmotou, čo viedlo k obohateniu atmosféry oxidom uhličitým. Možno to tak bolo, ale potom by sme mali na Venuši predpokladať prítomnosť plutonizmu, ktorý zaisťuje dodávku stále väčších častí hmoty z jej hĺbky do zóny reakcie s kyslíkom, tj. Na povrch, čo sa zdá byť potvrdené. údajmi získanými ako výsledok výskumu „Venuša-13“ a „Venuša-14“.
Na Marse je malá atmosféra, ktorej tlak na základni sa v závislosti od podmienok pohybuje v rozmedzí (2,9-8,8) 10 2 Pa. V oblasti pristátia stanice V-King-1 bol atmosférický tlak 7,6-10 2 Pa. Hmotnosť marťanskej atmosféry na severnej pologuli je o niečo väčšia ako na južnej. V atmosfére sa našlo malé množstvo vodnej pary a stopy ozónu. Teplota povrchu Marsu sa líši v závislosti od zemepisnej šírky a na hranici polárnych čiapok dosahuje 140-150 K. Teplota na povrchu rovníkových oblastí môže byť cez deň 300 K a v noci klesá na 180 K Maximálne ochladenie nastáva vo vysokých zemepisných šírkach na Marse počas dlhej polárnej noci. Keď teplota klesne na 145 K, začne atmosférický oxid uhličitý kondenzovať, ale predtým vodná para z atmosféry zamrzne. Polárne čiapky Marsu sú pravdepodobne zložené zo spodnej vrstvy vodného ľadu, ktorý je na vrchu pokrytý pevným oxidom uhličitým.
Atmosféra hlavných planét Jupiter, Saturn a Urán sa skladá z vodíka, hélia, metánu; Atmosféra Jupitera je najsilnejšia z ostatných vonkajších planét. Na základe analýzy foto- a infračerveného spektra sú založené na rôznych modeloch odrazu svetla v atmosférach vonkajších planét okrem prevládajúcich H 2, CH 4, H 3 a He aj také komponenty ako C 2 H 2, C 2 H6, PH3 sa tiež našli; nie je vylúčená možnosť prítomnosti zložitejších organických látok. Pomer H / He je asi 10, to znamená, že je blízky slnečnému, je podiel izotopov vodíka D / H, napríklad pre Jupiter je 2 x 10 ~ 5, čo je blízko medzihviezdneho pomeru 1,4 x 10 ~ 5. Na základe vyššie uvedeného môžeme konštatovať, že hmota vonkajších planét neprechádza jadrovými transformáciami a od vzniku slnečnej sústavy neboli z atmosféry vonkajších planét odstránené ľahké plyny. Veľmi pozoruhodný je aj taký fenomén, ako prítomnosť atmosféry v satelitoch vonkajších planét. Aj také mesiace Jupitera, ako sú Io a Europa, s hmotnosťami blízkymi hmotnosti Mesiaca, majú napriek tomu atmosféru a najmä satelit Io je obklopený oblakom sodíka. Atmosféra Io a Titan má červenkastý odtieň a bolo zistené, že toto sfarbenie je spôsobené rôznymi zlúčeninami.
Atmosféra Zeme sa veľmi líši od atmosféry iných planét slnečnej sústavy. Vďaka dusíkovo-kyslíkovej základni vytvára zemská atmosféra podmienky pre život, ktorý za určitých okolností nemôže existovať na iných planétach.
Inštrukcie
Venuša je najbližšia planéta k slnku, ktorá má atmosféru a je taká hustá, že Michail Lomonosov v roku 1761 potvrdil svoju existenciu. Prítomnosť atmosféry vo Venuši je tak zrejmým faktom, že až do dvadsiateho storočia bolo ľudstvo pod vplyvom ilúzie, že Zem a Venuša sú planéty dvojčiat a život je možný aj na Venuši.
Prieskum vesmíru ukázal, že veci ani zďaleka nie sú ružové. Atmosféra Venuše je deväťdesiatpäť percent oxidu uhličitého a vonku neuvoľňuje teplo zo Slnka, čo vytvára skleníkový efekt. Z tohto dôvodu je teplota na povrchu Venuše 500 stupňov Celzia a pravdepodobnosť života na nej je zanedbateľná.
Mars má podobné zloženie atmosféry ako Venuša, tiež pozostáva hlavne z oxidu uhličitého, ale s prímesami dusíka, argónu, kyslíka a vodnej pary, aj keď vo veľmi malom množstve. Napriek prijateľnej povrchovej teplote Marsu v určitých denných dobách je nemožné dýchať takúto atmosféru.
Na obranu zástancov myšlienok o živote na iných planétach stojí za zmienku, že planetárni vedci, ktorí v roku 2013 študovali chemické zloženie hornín Marsu, vyhlásili, že pred 4 miliardami rokov mala červená planéta rovnaké množstvo kyslíka ako Zem.
Obrie planéty nemajú pevný povrch a ich atmosféra je zložením blízka atmosfére slnka. Atmosféra Jupitera je napríklad väčšinou vodík a hélium s malým množstvom metánu, sírovodíka, amoniaku a vody, o ktorých sa predpokladá, že sa nachádzajú vo vnútorných vrstvách tejto obrovskej planéty.
Atmosféra Saturnu je veľmi podobná atmosfére Jupitera a tiež je väčšinou tvorená vodíkom a héliom, aj keď v mierne odlišných pomeroch. Hustota takejto atmosféry je neobvykle vysoká a s vysokou mierou istoty môžeme hovoriť iba o jej horných vrstvách, v ktorých plávajú oblaky zamrznutého amoniaku a rýchlosť vetra dosahuje niekedy jeden a pol tisíc kilometrov za hodinu.
Urán, rovnako ako zvyšok obrovských planét, má atmosféru zloženú z vodíka a hélia. Počas výskumu uskutočneného sondou Voyager bola objavená zaujímavá vlastnosť tejto planéty: atmosféra Uránu nie je ohrievaná žiadnymi vnútornými zdrojmi planéty a všetku svoju energiu prijíma iba zo Slnka. Preto má Urán najchladnejšiu atmosféru v celej slnečnej sústave.
Neptún má plynnú atmosféru, ale jeho modrá farba naznačuje, že obsahuje neznámu látku, ktorá dodáva atmosfére vodíka a hélia taký odtieň. Teórie o absorpcii červenej farby atmosféry metánom zatiaľ nedostali úplné potvrdenie.
Aká môže byť súvislosť medzi prítomnosťou atmosféry na planéte a trvaním jej otáčania okolo osi? Zdá sa, že nie. A napriek tomu sme na príklade planéty najbližšej k Slnku Merkúr presvedčení, že v niektorých prípadoch také spojenie existuje.
Pomocou gravitačnej sily mohol Merkúr na svojom povrchu udržať atmosféru rovnakého zloženia ako Zem, aj keď nie takú hustú.
Rýchlosť potrebná na úplné prekonanie príťažlivosti ortuti na jej povrchu je 4900 m / s a túto rýchlosť pri nízkych teplotách nedosahujú najrýchlejšie molekuly našej atmosféry). Napriek tomu je Merkúr bez atmosféry. Dôvod je ten, že sa pohybuje okolo Slnka ako pohyb Mesiaca okolo Zeme, to znamená, že vždy smeruje k centrálnemu svetlu s jednou a rovnakou stranou. Čas orbitálneho prechodu (88 dní) sa rovná času otáčania okolo osi. Preto na jednej strane Merkúra - na tej, ktorá je vždy obrátená k Slnku - deň neustále trvá a je tu večné leto; na druhej strane odvrátenej od Slnka je nepretržitá noc a večná zima.
Čo by sa za takýchto mimoriadnych klimatických podmienok malo stať s atmosférou planéty? Je zrejmé, že v nočnej polovici pod vplyvom príšerného chladu bude atmosféra hustnúť a mrznúť. Kvôli prudkému poklesu atmosférického tlaku sa tam bude rútiť plynový obal dennej strany planéty a postupne tuhne. Vo výsledku by sa celá atmosféra mala zhromažďovať v pevnej forme na nočnej strane planéty, respektíve v tej jej časti, kde Slnko vôbec nevyzerá. Absencia atmosféry na Merkúre je teda nevyhnutným dôsledkom fyzikálnych zákonov.
Z rovnakých dôvodov, že existencia atmosféry na Merkúre je neprijateľná, musíme takisto odmietnuť často vyjadrený odhad, že atmosféra existuje na neviditeľnej strane Mesiaca. Dá sa dosť dobre povedať, že ak na jednej strane Mesiaca nie je atmosféra, nemôže to byť naopak). Wellsov sci -fi román Prvý muži na Mesiaci je v tomto bode v rozpore s pravdou. Prozaik pripúšťa, že na Mesiaci je vzduch, ktorý počas nepretržitej 14-dennej noci dokáže zahustiť a zamrznúť a s nástupom dňa sa opäť mení na plynný stav, ktorý vytvára atmosféru. Nič také sa však nemôže stať. „Keby,“ napísal prof. OD D. Khvolson, - na temnej strane Mesiaca vzduch tuhne, potom by mal takmer všetok vzduch ísť zo svetlej strany do tmy a tiež tam zamrznúť. Pod vplyvom slnečného žiarenia by sa mal tuhý vzduch zmeniť na plyn, ktorý okamžite prejde na temnú stranu a tuhne tam ... Malo by dochádzať k nepretržitej destilácii vzduchu a nikdy a nikdy nemôže dosiahnuť znateľnú pružnosť. ““
Dokonca sa zistilo, že v atmosfére, respektíve v stratosfére Venuše, je veľa oxidu uhličitého - desaťtisíckrát viac ako v zemskej atmosfére.