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

elavhõbe

Planeedi Merkuur pind meenutab kuud

Kuigi Merkuuril puudub atmosfäär, on tal siiski kliima. Ja selle loob loomulikult Päikese kõrvetav lähedus. Ja kuna õhk ja vesi ei suuda tõhusalt soojust ühest planeedi osast teise üle kanda, tekivad siin tõeliselt surmavad temperatuurimuutused.

Merkuuri päeval võib pind soojeneda kuni 430 kraadini Celsiuse järgi – tina sulamiseks piisab ja öisel poolel võib see langeda -180 kraadini. Kohutava kuumuse taustal on mõne kraatri põhjas nii külm, et räpane jää jääb sellesse igavesse varju miljoniteks aastateks.

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

Veenus

Kraatrid Veenuse pinnal

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

Veenuse atmosfäär on uskumatult tihe, rahutu ja agressiivne. Koosneb peamiselt süsinikdioksiid, ta neelab rohkem päikeseenergia, kui seesama Merkuur, kuigi asub Päikesest palju kaugemal. Seetõttu on planeedil veelgi kuumem: aasta jooksul peaaegu muutumatuna püsib temperatuur siin umbes 480 kraadi Celsiuse järgi. Lisa siia Atmosfääri rõhk, mida Maal saab kätte vaid kilomeetri sügavusele ookeani sukeldudes ja tõenäoliselt ei taha te siin olla.

Kuid see pole kogu tõde kaunitari halva iseloomu kohta. Veenuse pind purskab pidevalt võimsad vulkaanid, täites atmosfääri tahma ja väävliühenditega, mis muutuvad kiiresti väävelhappeks. Jah, sellel planeedil sajab happevihma – ja tõeliselt happevihma, mis võib kergesti nahale haavu jätta ja turistide fotoseadmeid söövitada.

Turistid ei jõuaks siin aga isegi püsti tõusta, et fotot teha: Veenuse atmosfäär pöörleb palju kiiremini kui ta ise. Maal tiirleb õhk planeedi ümber peaaegu aastaga, Veenusel - nelja tunniga, tekitades pideva orkaanijõulise tuule. Pole üllatav, et siiani on isegi spetsiaalselt koolitatud kosmoselaev ei suutnud selles vastiku kliimas kauem kui paar minutit ellu jääda. Hea, et meie koduplaneedil sellist asja pole. Meie olemus seda ei tee halb ilm, mis on kinnitatud aadressil http://www.gismeteo.ua/city/daily/4957/, ja see ei saa muud üle kui rõõmustada.

Marss

Marsi atmosfäär, Vikingi tehissatelliidi poolt 1976. aastal tehtud pilt. Vasakul on näha Halle "naeratuse kraater".

aastal Punasel planeedil tehtud põnevad avastused viimased aastad, näitavad, et Marss oli kauges minevikus väga erinev. Miljardeid aastaid tagasi oli see niiske planeet hea atmosfääri ja suurte veekogudega. Kohati on muinasaja jälgi rannajoon- aga see on ka kõik: parem on mitte täna siia tulla. Kaasaegne Marss on paljas ja surnud jäine kõrb, millest aeg-ajalt läbi pühivad võimsad tolmutormid.

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

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

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

Jupiter ja selle ümbrus

Jovia tormide ulatuse hindamiseks pole vaja isegi võimsat teleskoopi. Kõige muljetavaldavam neist, Suur Punane Laik, pole mitu sajandit vaibunud ja on kolm korda suurem kui kogu meie Maa. Ka tema võib aga peagi oma pikaajalise juhi positsiooni kaotada. Mitu aastat tagasi avastasid astronoomid Jupiteril uue keerise – Oval BA, mis pole veel Suure Punase Laigu suurust saavutanud, kuid kasvab murettekitavalt kiiresti.

Ei, tõenäoliselt ei tõmba Jupiter ligi isegi ekstreemse puhkuse armastajaid. Orkaantuuled nad puhuvad siin pidevalt, katavad kogu planeedi, liikudes kiirusega kuni 500 km/h, sageli vastupidistes suundades, mis tekitab nende piiridele hirmuäratavaid turbulentseid pööriseid (nagu tuttav Great Red Spot ehk Oval BA).

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

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

Näiteks Euroopa on täielikult kaetud soolase vee ookeaniga. Sukeldajal on siin vabadus – sügavus ulatub 100 km-ni –, kui vaid suudab läbi murda kogu satelliidi katvast jääkoorest. Mida Jacques-Yves Cousteau tulevane järgija Euroopas avastab, ei tea veel keegi: mõned planeediteadlased viitavad, et siin võivad olla eluks sobivad tingimused.

Teisest Jovia satelliidist Io saab kahtlemata fotoblogijate lemmik. Lähedal asuva ja hiiglasliku planeedi võimas gravitatsioon deformeerib pidevalt, “kortsutab” satelliidi ja soojendab selle sisemuse tohutu temperatuurini. See energia tungib maapinnale geoloogilise aktiivsusega piirkondades ja annab jõudu sadu aktiivsed vulkaanid. Satelliidi nõrga gravitatsiooni tõttu kiirgavad pursked muljetavaldavaid voolusid, mis tõusevad sadade kilomeetrite kõrgusele. Ülimalt suussulavad kaadrid ootavad fotograafe!

Saturn koos äärelinnadega

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

Kuid Saturn ei sobi üldse normaalseks puhkamiseks. Üldiselt on see sama gaasigigant nagu Jupiter, ainult hullem. Siinne atmosfäär on külm ja tihe ning kohalikud orkaanid võivad liikuda kiiremini kui heli ja kiiremini kui kuul – on registreeritud kiirusi üle 1600 km/h.

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

Just neid aineid, mis Maal moodustavad riigi peamise rikkuse – maagaasi (metaan) ja muid tuleohtlikke ühendeid – leidub Titanil ohtralt vedelal kujul: selleks on piisavalt külm (-162 kraadi Celsiuse järgi). Metaan keerleb pilvedes ja sajab, täidab jõgesid, mis suubuvad peaaegu täieõiguslikesse meredesse... Pumpa - ära pumpa!

Uraan

Mitte kõige kaugem, kuid kõige külmem planeet kogu päikesesüsteemis: siinne “termomeeter” võib langeda ebameeldivale tasemele – 224 kraadi Celsiuse järgi. See pole palju soojem kui absoluutne null. Mingil põhjusel – võib-olla mõne suure kehaga kokkupõrke tõttu – pöörleb Uraan külili, planeedi põhjapoolus on suunatud Päikese poole. Peale võimsate orkaanide pole siin palju vaadata.

Neptuun ja Triton

Neptuun (ülal) ja Triton (all)

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

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

Pluuto

Ilmajäetud kõrge auaste planeedid, jäi Pluuto kääbuseks, kuid võime julgelt öelda: see on väga kummaline ja külalislahke koht. Pluuto orbiit on väga pikk ja väga ovaalseks venitatud, mistõttu kestab aasta siin peaaegu 250 maa-aastat. Sel ajal on ilmal aega tugevasti muutuda.

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

Kõik need kliimaanomaaliad on täiesti arusaadavad. Elu tekkis ja arenes just maapealsetes tingimustes, seega on siinne kliima meie jaoks peaaegu ideaalne. Isegi kõige kohutavamad Siberi külmad ja troopilised tormid näivad võrreldes sellega, mis Saturnil või Neptuunil puhkajaid ees ootab, lapsikute naljadena. Seetõttu on meie nõuanne teile tulevikuks: ärge raisake kauaoodatud puhkepäevi nende peale eksootilised kohad. Hooligem parem oma hubase elu eest, et isegi planeetidevahelise reisimise korral saaksid meie järeltulijad lõõgastuda Egiptuse rannas või lihtsalt linnast väljas, puhtal jõel.

Stargazer, sa pead ka targalt copy-paste tegema ja allika ära näitama...))) Kuigi tundub, et küsimus oli just sulle mõeldud...no ega see minust paremaks ei lähe. Merkuuril praktiliselt puudub atmosfäär – ainult üliharuldane heeliumi kest, mille tihedus on Maa atmosfääris 200 km kõrgusel. Heelium tekib tõenäoliselt planeedi sooltes radioaktiivsete elementide lagunemise käigus. Lisaks koosneb see päikesetuule poolt kinni püütud või päikesetuule poolt pinnalt välja löödud aatomitest – naatrium, hapnik, kaalium, argoon, vesinik. Veenuse atmosfäär koosneb peamiselt süsinikdioksiidist (CO2), vähesel määral lämmastikku (N2) ja veeauru (H2O). Väikeste lisanditena leiti vesinikkloriidhapet (HCl) ja vesinikfluoriidhapet (HF). Pinnapealne rõhk on 90 baari (nagu Maa meredes 900 m sügavusel). Veenuse pilved koosnevad kontsentreeritud väävelhappe (H2SO4) mikroskoopilistest tilkadest. Marsi õhuke atmosfäär koosneb 95% süsinikdioksiidist ja 3% lämmastikust. Veeauru, hapnikku ja argooni leidub väikestes kogustes. Keskmine rõhk pinnal on 6 mbar (st 0,6% Maa omast). Madal keskmine tihedus Jupiter (1,3 g/cm3) näitab päikesele lähedast koostist: peamiselt vesinik ja heelium. Jupiteri teleskoop paljastab ekvaatoriga paralleelsed pilveribad; heledad tsoonid neis on segatud punakate vöödega. Tõenäoliselt on heledad alad ülesvoolu alad, kus on näha ammoniaagipilvede tipud; punakad vööd on seotud allavooluga, särav värv mille määravad ammooniumvesiniksulfaat, samuti punase fosfori, väävli ja orgaaniliste polümeeride ühendid. Lisaks vesinikule ja heeliumile tuvastati Jupiteri atmosfääris spektroskoopiliselt CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 ja GeH4. 60 km sügavusel peaks olema veepilvede kiht. Selle kuul Io on äärmiselt õhuke vääveldioksiidi (vulkaanilise päritoluga) SO2 atmosfäär. Europa hapnikuatmosfäär on nii õhuke, et pinnarõhk moodustab saja miljardindiku Maa rõhust. Saturn on samuti vesinik-heeliumi planeet, kuid Saturni suhteline heeliumisisaldus on väiksem kui Jupiteril; madalam on selle keskmine tihedus. Selle atmosfääri ülemised piirkonnad on täidetud valgust hajutava ammoniaagi (NH3) uduga. Lisaks vesinikule ja heeliumile tuvastati Saturni atmosfääris spektroskoopiliselt CH4, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 ja PH3. Päikesesüsteemi suuruselt teine ​​kuu Titan on ainulaadne selle poolest, et sellel on püsiv võimas atmosfäär, mis koosneb peamiselt lämmastikust ja vähesel määral metaanist. Uraani atmosfäär sisaldab peamiselt vesinikku, 12–15% heeliumi ja mõningaid muid gaase. Neptuuni spektris domineerivad ka metaani ja vesiniku ribad. Pluuto pole ammu planeet... Ja boonusena.

Mis võiks olla seos atmosfääri olemasolu planeedil ja selle ümber oma telje pöörlemise kestuse? Tundub, et mitte. Ja siiski, kasutades Päikesele lähima planeedi Merkuuri näidet, oleme veendunud, et mõnel juhul on selline seos olemas.

Tänu oma pinnale mõjuvale gravitatsioonijõule võib Merkuur säilitada atmosfääri, mis on sama koostisega kui Maa, kuigi mitte nii tihe.

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

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

Samadel põhjustel, miks atmosfääri olemasolu Merkuuril on vastuvõetamatu, peame tagasi lükkama oletuse, mida sageli väljendatakse, et Kuu nähtamatul küljel on atmosfäär. Etteruttavalt võib öelda, et kui Kuu ühel küljel pole atmosfääri, siis ei saa seda olla ka teisel pool). Siinkohal kaldub Wellsi ulmeromaan “Esimesed mehed kuul” tõest kõrvale. Romaanikirjanik tunnistab, et Kuul on õhku, mis järjepideva 14-päevase öö jooksul jõuab pakseneda ja külmuda ning päeva tulekuga läheb uuesti gaasilisse olekusse, moodustades atmosfääri. Midagi sellist aga juhtuda ei saa. "Kui," kirjutas prof. O. D. Khvolson, - Kuu pimedal poolel õhk tahkub, siis peaks peaaegu kogu õhk liikuma heledalt poolelt pimedale poole ja seal ka külmuma. Päikesekiirte mõjul peaks tahke õhk muutuma gaasiks, mis läheb kohe üle tume pool ja seal kõvastuda... Õhu pidev destilleerimine peab toimuma ning mitte kusagil ega kunagi ei saavuta see märgatavat elastsust.“

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

PÄIKESESÜSTEEMI PLANEETIDE ATmosfäär. Rändame Päikesesüsteemi planeetidele, et uurida nende ja ka enda atmosfääri koostist. Peaaegu igal meie päikesesüsteemi planeedil võib pidada atmosfääri. Ja vaatame ka, millised konkreetsed tagajärjed võivad põhjustada erinevaid tingimusi erinevatel planeetidel. ELAVHÕBE

Elavhõbedal on uskumatult õhuke atmosfäär, mis on hinnanguliselt rohkem kui triljon korda õhem kui Maa. Selle gravitatsioon on umbes 38% Maa omast, seega ei suuda see suurt osa atmosfäärist kinni hoida ja lisaks tähendab selle lähedus Päikesele, et päikesetuul võib gaase maapinnalt eemale puhuda. Päikesetuule osakesed koos meteooridest pärit pinnakivimite aurustamisega on tõenäoliselt suurim Merkuuri atmosfääri allikas

Veenus sarnaneb Maaga mitmes mõttes: tema tihedus, suurus, mass ja maht on võrreldavad. Siin aga sarnasused lõpevad. Atmosfäärirõhk planeedi pinnal on ligikaudu 92 korda kõrgem kui Maal ja peamine gaas on süsinikdioksiid – planeedi pinnal toimunud varasemate vulkaanipursete tulemus. Väikestes kogustes on ka lämmastikku. Kõrgemal atmosfääris on planeedil pilved, mis on vääveldioksiidi ja väävelhappe segu. Nende pilvede all on paks süsihappegaasikiht, mis avaldab planeedi pinnale intensiivset kasvuhooneefekt. Veenusel on pinnatemperatuur umbes 480 kraadi Celsiuse järgi – liiga kuum, et toetada meie tuntud elu. MAA

Maa atmosfäär koosneb peamiselt lämmastikust ja hapnikust, mis on planeedil elava elu jaoks hädavajalikud. Atmosfääri koostis on taimede otsene tagajärg. Taimed neelavad süsihappegaasi ja väljutavad hapnikku fotosünteesi teel ning kui see nii ei oleks, oleks süsihappegaasi protsent atmosfääris tõenäoliselt palju suurem. Maa atmosfäär jaguneb kihtideks: Troposfäär Troposfäär asub Maa pinnal umbes 9 km polaaraladel ja umbes 17 km ekvaatoril, keskmise kõrgusega umbes 12 km. Just troposfääris eksisteerib kogu elu Maal. Üle 80% atmosfääriõhu kogumassist on koondunud troposfääri, turbulents ja konvektsioon on kõrgelt arenenud, valdav osa veeauru on kontsentreeritud, tekivad pilved, arenevad tsüklonid ja antitsüklonid, samuti muud protsessid, mis määravad ilma ja kliima. Stratosfäär Stratosfäär, mis on troposfäärist tropopausiga eraldatud, ulatub 50–55 km kaugusele ja seal asub osoonikiht. Stratosfäär lõpeb stratopausis, mille teisest küljest algab mesosfäär. Mesosfäär Mesosfäär on 80–85 km kaugusel asuva mesopausi all olev kõrgeim kiht, millesse tekivad ööpilved. Mesosfääris on ka suurem osa meteooridest, mis Maa atmosfääri sisenedes hõõguvad ja põlevad. Pärast mesopausi algab termosfäär. Termosfäär Termosfääri kõrgus merepinnast on 90–800 km. Temperatuur termosfääris võib ulatuda 1773 K-ni (1500 °C, 2700 °F), kuid sellel kõrgusel on atmosfäär väga õhuke. Termosfäär sisaldab aurorasid, ionosfääri ja rahvusvahelist kosmosejaama. Eksosfäär Ja lõpuks eksosfäär, mis ulatub umbes 10 000 km-ni. Enamik Maa tehissatelliite tiirleb eksosfääris. Kas pole Maa atmosfäär ainulaadne? MARS

Marsi atmosfäär, nagu ka Veenus, koosneb peamiselt süsihappegaasist, vähesel määral argooni ja ka lämmastikuga. Kihid on kergesti meeldejäävad – need on alumine atmosfäär, keskmine atmosfäär, ülemine atmosfäär ja eksosfäär. Olles maininud Veenuse äärmuslikku kasvuhooneefekti, mis on tingitud süsinikdioksiidi kõrgest tasemest, võib tunduda kummaline, et Marsi pinnatemperatuur ulatub maksimaalselt 35 kraadini. Põhjus on selles, et Marsi atmosfäär on Veenuse omast oluliselt õhem, nii et kuigi süsinikdioksiidi osakaal on võrreldav, on tegelik kontsentratsioon palju väiksem. JUPITER

Jupiteril, mis on esimene gaasihiiglane ja Päikesesüsteemi suurim planeet, on Maaga sarnased kihid, troposfäär, stratosfäär, termosfäär ja eksosfäär, kuigi mesosfääri pole. Jupiteri troposfäär, nähtav osa, mida me Jupiteriga seostame, koosneb peamiselt vesinikust ja heeliumist, vähesel määral metaani, ammoniaaki, vesiniksulfiidi ja vett ning ammoniaagikristallide pilvi. Kuna Jupiteril pole tahket pinda, kondenseeruvad troposfääri madalamad tasemed järk-järgult vedelaks vesinikuks ja heeliumiks. Ilma tahke pinnata põhineb Jupiteri üldtunnustatud pind sellel, kus atmosfäärirõhk on 100 kPa. Veelgi enam, selle atmosfääri kihte iseloomustab kõrgusest suurem rõhk. Jupiteri troposfääri pikkus on peaaegu 143 000 km. See on rohkem kui 22 Maad. SATURN

Nagu Jupiter, on ka Saturn gaasihiiglane, kuigi mitte nii hiiglaslik. Vähem tuntud on Saturni atmosfäär, kuigi jällegi on see paljuski sarnane Jupiteri omaga. Peamiselt vesinik, palju vähem heeliumi. Ka Saturni pilved koosnevad ammoniaagikristallidest. Atmosfääris leiduv väävel annab ammoniaagipilvedele nende kahvatukollase tooni. See Saturni nähtav pilvepiirkond on üle 120 000 km. See on rohkem kui 20 planeeti Maa. URAAN

Uraani atmosfäär, nagu Jupiter ja Saturn, koosneb peamiselt vesinikust ja heeliumist. Siiski, mõnevõrra rohkem kõrgel tasemel metaan, eriti atmosfääri ülakihtides, põhjustab päikese punase valguse suuremat neeldumist, mis omakorda põhjustab planeedi sini-sinise värvuse. Uraani atmosfäär on Päikesesüsteemi kõige külmem atmosfäär, ligikaudu –224C, ning selle atmosfäär sisaldab seetõttu palju rohkem vesijääd kui Jupiteris ja Saturnis. NEPTUUN

Planeetide ja nende satelliitide atmosfäär – selle tiheduse ja koostise määravad planeetide läbimõõt ja mass, kaugus Päikesest ning nende tekke ja arengu tunnused. Mida kaugemal planeet Päikesest paikneb, seda lenduvamad komponendid olid ja sisalduvad praegu selle koostises; kuidas vähem kaalu planeet, seda vähem on selle võime neid lenduvaid aineid kinni hoida jne. Tõenäoliselt on maapealsed planeedid ammu kaotanud oma esmase atmosfääri. Päikesele lähim planeet Merkuur oma suhteliselt väikese massiga (ei suuda gravitatsiooniväljas hoida molekule, mille aatommass on alla 40) ja kõrge temperatuur pinnal praktiliselt puudub atmosfäär (CO 2 = 2000 atm-cm). Seal on mingisugune atmosfäärikoroon, mis koosneb väärisgaasidest - argoonist, neoonist ja heeliumist. Ilmselt on argoon ja heelium radiogeensed ja sisenevad pidevalt atmosfääri elavhõbedat moodustavate kivimite omamoodi "emanatsiooni" ja võib-olla ka endogeensete protsesside tõttu. Neooni olemasolu kujutab endast mõistatust. Raske on ette kujutada, et Merkuuri algses aines võiks olla nii palju neooni, et see võiks siiski selle planeedi soolestikust vabaneda, eriti kuna sellel planeedil pole leitud kindlaid tõendeid plutoonilise aktiivsuse kohta.

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

Marsil on väike atmosfäär, mille rõhk põhjas on olenevalt tingimustest vahemikus (2,9-8,8) 10 2 Pa. Viking-1 jaama maandumisalal oli õhurõhk 7,6-10 2 Pa. Marsi atmosfääri mass põhjapoolkeral on veidi suurem kui lõunapoolkeral. Atmosfääris tuvastati vähesel määral veeauru ja osooni jälgi. Marsi pinnatemperatuur varieerub olenevalt laiuskraadist ja polaarmütside piiril ulatub 140-150 K. Temperatuur ekvatoriaalpiirkondade pinnal võib päeval olla 300 K, öösel langeb 180 K. Maksimaalne jahutus esineb Marsi kõrgetel laiuskraadidel pika polaaröö ajal. Kui temperatuur langeb 145 K-ni, algab atmosfääri süsihappegaasi kondenseerumine, kuid enne selle veeauru külmumist atmosfäärist välja. Polaarmütsid Marsi planeedid koosnevad tõenäoliselt alumisest vesijääkihist, mis on pealt kaetud tahke süsihappegaasiga.

Atmosfäärid suuremad planeedid Jupiter, Saturn ja Uraan koosnevad vesinikust, heeliumist, metaanist; Jupiteri atmosfäär on teiste välisplaneetide seas võimsaim. Foto- ja IR-spektrite analüüsi põhjal erinevaid mudeleid valguse peegeldused välisplaneetide atmosfääris avastati lisaks domineerivatele H 2, CH 4, H 3 ja He ka komponendid nagu C 2 H 2, C 2 H 6, PH 3; Keerulisemate orgaaniliste ainete esinemise võimalust ei saa välistada. H/He suhe on umbes 10, st päikese omale lähedane, vesiniku isotoopide D/H suhe näiteks Jupiteri puhul on 2-10~ 5, mis on lähedane tähtedevahelisele suhtele 1,4-10~ 5. Eelneva põhjal võime järeldada, et välisplaneetide aines tuumatransformatsioone ei toimu ja alates Päikesesüsteemi tekkest pole välisplaneetide atmosfäärist kergeid gaase eemaldatud. .Väga tähelepanuväärne on ka atmosfääri olemasolu nähtus välisplaneetide satelliitidel. Isegi Jupiteri kuudel, nagu Io ja Europa, mille massid on Kuu massile lähedased, on sellest hoolimata atmosfäär ja eriti Io kuud ümbritseb naatriumipilv. Io ja Titani atmosfäär on punaka varjundiga ning on kindlaks tehtud, et selle värvuse põhjustavad erinevad ühendid.