Disipace planetárních atmosfér

Disipace atmosfér planet (Planetární vítr)  - úbytek plynů atmosférou planet v důsledku jejich rozptylu v kosmickém prostoru. Hlavním mechanismem ztráty atmosféry je tepelný - tepelný pohyb molekul, díky kterému molekuly plynu nacházející se ve vysoce zředěných vnějších vrstvách atmosféry dosahují rychlosti přesahující kritickou únikovou rychlost , a proto mohou přesáhnout gravitační gravitaci planety. pole . Atmosféra je považována za stabilní, pokud průměrná rychlost jejích molekul nepřekročí 0,2 kritické hodnoty [1] . Pokud je práh průměrné tepelné rychlosti 0,25, pak se atmosféra rozptýlí za 50 000 let a při rychlosti 0,33 kritické rychlosti během několika týdnů [1] .

V důsledku procesu rozptylu atmosféry ve vesmíru vzniká planetární vítr. Ztráta atmosféry je pro planetu velmi důležitá, protože se ztrátou atmosféry na povrchu se mění klima , včetně snižování skleníkového efektu  - zvyšují se denní a sezónní teplotní výkyvy. Mars , který má menší přitažlivou sílu než Země , kvůli ztrátě atmosféry ztratil většinu své atmosféry a vody . Venuše - bez magnetického pole, ale s mocnou, téměř pozemskou gravitací - dobře drží atmosféru, ale téměř všechna voda byla rozložena ionizujícím zářením a ztracena. Světelné helium v ​​atmosféře Země prakticky nemá , tento plyn byl objeven ve spektru záření Slunce.

Mechanismus tepelného rozptylu

Průměrná rychlost molekul plynu je přímo závislá na teplotě, ale rychlost jednotlivých molekul se neustále mění, jak se navzájem srážejí a přenášejí kinetickou energii . Distribuce kinetické energie mezi molekulami je popsána Maxwellovou distribucí . Závislost kinetické energie molekuly na rychlosti a hmotnosti je určena vzorcem: .

Jednotlivé molekuly s vysokou kinetickou energií, které spadají do pravého konce Maxwellova rozdělení, mohou mít rychlosti, které překračují únikovou rychlost, a ve výšce, kde je střední volná dráha srovnatelná s výškovou stupnicí , mohou opustit atmosféru.

Masivnější molekuly plynu při stejné teplotě plynu, a tedy rovnající se průměrné kinetické energii, mají nižší průměrnou rychlost, a proto je méně pravděpodobné, že opustí atmosféru.

To je důvod, proč k disipaci vodíku z atmosféry dochází rychleji než k disipaci oxidu uhličitého. Navíc, čím větší je hmotnost planety, tím vyšší je úniková rychlost a tím nižší je pravděpodobnost rozptylu atmosféry. Pravděpodobnost zachycení molekul plynu z meziplanetárního prostoru se naopak zvyšuje. Proto mají plynní obři jako Jupiter a Saturn ve své atmosféře obrovské množství vodíku a hélia, včetně těch, které unikly z atmosféry Země nebo Marsu. Důležitá je také vzdálenost ke hvězdě: čím blíže je planeta, tím vyšší je teplota atmosféry a vyšší rozsah molekulárních rychlostí, takže je pravděpodobnější, že se hmotnější molekuly z atmosféry rozptýlí. Planety dále od Slunce mají chladnou atmosféru a molekuly mají menší rozsah rychlostí a menší šanci na únik. To umožňuje Titanu , který je menší než Země a dále od Slunce, udržet si atmosféru .

Význam slunečního větru

Roli v procesu disipace atmosféry hraje hmotnost planety, složení atmosféry, vzdálenost ke Slunci a úroveň sluneční aktivity [2] . Běžný mylný názor je, že hlavním netepelným mechanismem rozptylu je foukání atmosféry slunečním větrem v nepřítomnosti magnetosféry . Sluneční vítr může předávat svou kinetickou energii částicím v atmosféře, které mohou získat dostatečnou rychlost, aby se z atmosféry rozptýlily. Sluneční vítr, který je tvořen ionty, je magnetosférou vychylován, když se nabité částice pohybují podél magnetického pole. Magnetosféra tedy brání rozptylu atmosféry planety. Například na Zemi magnetosféra odklání sluneční vítr od planety s efektivním poloměrem asi 10 poloměrů Země [3] . Oblast odrazu se nazývá rázová vlna hlavy.

V závislosti na velikosti planety a složení atmosféry však magnetosféra nemusí určovat rozptyl atmosféry. Například Venuše nemá silnou magnetosféru. Jeho relativní blízkost ke Slunci přímo s sebou nese hustší a silnější sluneční vítr, který by mohl zcela odfouknout atmosféru planety, jako například na Merkuru, který nezachránila ani přítomnost poměrně výrazného magnetického pole. Navzdory tomu je atmosféra Venuše o 2 řády hustší než atmosféra Země [4] . Nedávné modely ukazují, že sluneční vítr je zodpovědný za ne více než 1/3 celkového netepelného rozptylu atmosféry [4] .

Jelikož Venuše a Mars nemají magnetosféru, která by chránila atmosféru před slunečním větrem, sluneční světlo a interakce slunečního větru s atmosférou planety způsobují ionizaci horních vrstev atmosféry. Ionizované vrstvy atmosféry zase indukují magnetický moment, který odráží sluneční vítr podobně jako magnetosféra, čímž omezuje účinek slunečního větru na horní vrstvy atmosféry o poloměru 1,2–1,5 poloměru planeta, tedy o řád blíže k povrchu ve srovnání s magnetosférou Země. Sluneční vítr, který prochází touto oblastí, která se nazývá rázová vlna, se zpomaluje na rychlost zvuku [3] . V blízkosti povrchu je tlak slunečního větru kompenzován tlakem ionosféry, který se nazývá oblast ionopauzy. Tato interakce obvykle brání tomu, aby sluneční vítr byl hlavním faktorem rozptylu atmosféry.

Netermální mechanismus disipace

Hlavní mechanismy netepelného rozptylu závisí na velikosti uvažovaných planet. Hlavními faktory ovlivňujícími rozptyl jsou v každém případě hmotnost planety, složení atmosféry a vzdálenost ke Slunci. Hlavní netepelné disipační procesy pro Venuši a Mars, dvě terestrické planety bez magnetosféry, se výrazně liší. Hlavním procesem rozptylu na Marsu je zachycení slunečního větru, protože jeho atmosféra není dostatečně hustá, aby se ochránila. [4] Venuše je před slunečním větrem lépe chráněna svou hustou atmosférou a zachycení slunečního větru není hlavním netepelným procesem rozptylu atmosféry. Malá vesmírná tělesa bez magnetického pole trpí více slunečním větrem, protože nemohou udržet dostatečně hustou atmosféru.

Hlavním netermálním procesem disipace atmosféry Venuše  je urychlování atmosférických částic v elektrickém poli. Protože elektrony jsou pohyblivější než jiné částice, je pravděpodobnější, že opustí horní ionosféru Venuše. [4] V důsledku toho se může vytvořit malý čistý kladný náboj, který zase vytvoří elektrické pole, které může urychlit další kladné částice a vytlačit je z atmosféry. Výsledkem je, že kladné vodíkové ionty opouštějí atmosféru planety. Další důležitý proces disipace atmosféry Venuše nastává v důsledku fotochemických reakcí v důsledku blízkosti ke Slunci. Fotochemické reakce vedou k rozkladu molekul na radikály s vysokou kinetickou energií, koncentrované v méně hmotné částici. Takové částice budou mít dostatečně vysokou rychlost, aby se rozptýlily z atmosféry planety. Kyslík má ve srovnání s vodíkem vyšší hmotnost, aby se mohl z atmosféry tímto mechanismem rozptýlit.

Disipace atmosfér planet ve sluneční soustavě

Planeta Úniková rychlost , km/s [1] [5]
Měsíc 2.4
Rtuť 3.8
Mars 5.1
Venuše 10.4
Země 11.2
Saturn 36.7
Jupiter 61,0

Disipace zemské atmosféry

Jelikož v horních vrstvách zemské atmosféry převládají plyny s nižší molekulovou hmotností , uniká z ní především atomární vodík , vodík a helium . [6] Tento proces je usnadněn skutečností, že v exosféře Země se udržuje vysoká teplota díky ultrafialovému a rentgenovému záření Slunce, které při disociaci molekul vody neustále generuje atomární vodík.

Výpočty ukazují, že úplné odpaření vodíku ze zemské atmosféry při teplotě 2000 K (1726,85 °C) v důsledku disipace by trvalo jen několik tisíc let, heliu - několik milionů let. [7] Vodík a helium se ale neustále obnovují díky disociaci vody a proudění těchto plynů ze zemského nitra. Kyslík se přitom prakticky nevypařuje a role disipace při vytváření zemské kyslíkové atmosféry mohla být významná již od nástupu fotosyntézy .

Země je příliš velká na to, aby ztratila velkou část své atmosféry rozptylem. Současná rychlost ztráty je asi tři kilogramy vodíku a 50 gramů helia za sekundu [8] . Exosféra je vysoká zóna, kde je hustota atmosféry extrémně nízká a kde dochází k rozptylu. Výpočty disipace při teplotě v exosféře 1800 K (1526,85 °C) [9] ukazují, že vyčerpání iontů O + bude trvat asi miliardu let . 1800 K je vyšší než skutečná pozorovaná teplota exosféry; při této teplotě exosféry nedojde k vyčerpání iontů O + ani po bilionu let. Kromě toho je většina kyslíku na Zemi vázána na molekulu O 2 , která je příliš masivní na to, aby opustila Zemi.

Magnetické pole Země ji chrání před slunečním větrem a brání iontům v úniku, s výjimkou otevřených siločar na magnetických pólech. Gravitační přitažlivost zemské hmoty zabraňuje netepelným disipačním procesům. Zemská atmosféra je však o dva řády méně hustá než atmosféra Venuše. Teplotní režim Země přispívá k absorpci CO 2 a H 2 O hydrosférou a litosférou. Většina vody je zadržována v oceánech jako kapalina, což značně snižuje hustotu atmosféry. A oxid uhličitý, vázaný povrchovými vodami, se může uvolňovat z atmosféry a přecházet do sedimentárních hornin; podle některých odhadů obsahují téměř všechen uhlík Země, zatímco jeho atmosférický podíl je pouze 1/250 000 dílu. Pokud by veškerá vázaná voda a veškerý vázaný oxid uhličitý byly uvolněny do atmosféry, byla by ještě hustší než atmosféra Venuše. K hlavnímu úbytku plynů zemskou atmosférou tedy nedochází v důsledku jejich těkání do kosmického prostoru, ale v důsledku přechodu do kapalného a pevného skupenství.

Jedním z mechanismů bránících disipaci je chemická vazba: například většina oxidu uhličitého z původní atmosféry Země byla chemicky absorbována při tvorbě karbonátových hornin. Je velmi pravděpodobné, že podobný proces nastal na Marsu. Kyslík může být absorbován při oxidaci hornin, například zvýšením stupně oxidace železa z Fe + 2 na Fe + 3 . Mechanismem adsorpce lze absorbovat i plyny, např. helium na Měsíci se adsorbuje na povrchu velmi jemných částic regolitu. Zamrzání vody na Zemi a pravděpodobně i na Měsíci nebo oxidu uhličitého v polárních čepičkách Marsu na led je příkladem dalšího mechanismu zadržování plynů na planetě.

Viz také

Poznámky

  1. ↑ 1 2 3 Florensky, 1972 , s. 314.
  2. ↑ Pulsy slunečního větru svlékají atmosféru Marsu Archivováno 22. ledna 2021 na Wayback Machine , 15. 3. 2010 , Emily Baldwin 
  3. ↑ 1 2 Shizgal BD, Arkos GG  Netermální únik atmosfér Venuše, Země a Marsu  // Recenze geofyziky : deník. - 1996. - Sv. 34 , č. 4 . - S. 483-505 . - doi : 10.1029/96RG02213 . - .
  4. ↑ 1 2 3 4 Lammer H. a kol. Ztráta vodíku a kyslíku z horní atmosféry Venuše  // Planetary and Space Science  : journal  . - 2006. - Sv. 54 , č. 13-14 . - S. 1445-1456 . - doi : 10.1016/j.pss.2006.04.022 . - .
  5. ↑ Discovery - A Popular Journal of Knowledge, New Series, Vol. II, leden až... – Knihy Google . Získáno 26. dubna 2013. Archivováno z originálu 2. ledna 2018.
  6. ↑ David C. Catling a Kevin J. Zahnle, The Planetary Air Leak. Jak zemská atmosféra pomalu odtéká do vesmíru, bude naše planeta vypadat jako Venuše? Archivováno 2. února 2014 na Wayback Machine //SCIENTIFIC AMERICAN, květen 2009
  7. ↑ https://books.google.ru/books?id=7cBTwb9PETsC&pg=PA296 Archivováno 13. října 2017 na Wayback Machine ISBN 9027724180 , 1987, strana 296 kapitola 8 tabulka VII „Doba (v letech) úniku plynu z disipace Zemská atmosféra při různých teplotách"
  8. ↑ Kevin J. Zahnle a David C. Catling. Děravá atmosféra naší planety . Scientific American (11. května 2009). Datum přístupu: 28. ledna 2014. Archivováno z originálu 2. ledna 2014.
  9. ↑ Rada pro vesmírná studia, divize inženýrství a fyzikálních věd. Atmosféra Marsu a Venuše . National Academies Press (15. ledna 1961). Získáno 2. října 2017. Archivováno z originálu 6. července 2014.

Literatura

Odkazy