Диссипация атмосфер планет

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Диссипа́ция атмосфер планет (Планетарный ветер) — потеря газов атмосферой планет вследствие их рассеяния в космическое пространство. Основным механизмом потери атмосферы является термальный — тепловое движение молекул, из-за которого молекулы газов, находящиеся в сильно разреженных внешних слоях атмосферы, приобретают скорость, превышающую критическую скорость ускользания, и поэтому могут уйти за пределы поля тяготения планеты. Устойчивой считается атмосфера, средняя скорость молекул которой не превышает 0,2 критической.[1] Если порог средней тепловой скорости составляет 0,25, то атмосфера рассеивается за 50 000 лет, а при скорости 0,33 от критической — в течение нескольких недель.[1]

В результате процесса рассеивания атмосферы в космосе, формируется планетарный ветер. Диссипация атмосферы имеет большое значение для планеты, так как при потере атмосферы на поверхности изменяется климат, в том числе снижается парниковый эффект — увеличиваются суточные и сезонные колебания температуры. Марс, имея меньшую, чем Земля, силу притяжения, из-за диссипации атмосферы потерял бо́льшую часть своей атмосферы и воды. Земля же практически не имеет в своей атмосфере легкого гелия, этот газ был открыт в спектре излучения Солнца.

Термальный механизм диссипации[править | править вики-текст]

Средняя скорость молекул газа напрямую зависит от температуры, но скорость отдельных молекул постоянно меняется, поскольку они сталкиваются друг с другом, передавая кинетическую энергию. Распределение кинетической энергии между молекулами описывается распределением Максвелла. Зависимость кинетической энергии молекулы от скорости и массы определяется формулой: E_{\mathit{kin}}=\frac{1}{2}mv^2.

Отдельные молекулы с высокой кинетической энергией, которые попадают в правый хвост распределения Максвелла, могут иметь скорости, превышающие скорость ускользания, и на уровне атмосферы, где длина свободного пробега сравнима со шкалой высот, могут покидать атмосферу.

Более массивные молекулы газа при равной температуре газа и, соответственно, равной средней кинетической энергии имеют меньшую среднюю скорость, и поэтому они имеют меньшую вероятность покинуть атмосферу.

Именно поэтому диссипация водорода из атмосферы происходит быстрее диссипации углекислого газа. Кроме того, чем больше масса планеты, тем выше скорость ускользания и меньше вероятность диссипации атмосферы. Вероятность же захвата молекул газов из межпланетного пространства, наоборот, возрастает. Вот почему такие газовые гиганты как Юпитер и Сатурн имеют огромное количество водорода и гелия в своей атмосфере, в том числе покинувших атмосферу Земли или Марса. Расстояние до звезды также имеет важное значение: чем ближе планета, тем выше температура атмосферы и выше диапазон скоростей молекул, поэтому более массивные молекулы имеют большую вероятность диссипации из атмосферы. Отдаленные от Солнца планеты имеют холодные атмосферы, а молекулы имеют меньший диапазон скоростей и меньшую вероятность ускользания. Именно это позволяет Титану, который меньше Земли и дальше от Солнца, удерживать свою атмосферу.

Значение солнечного ветра[править | править вики-текст]

Важную роль в процессе диссипации атмосферы играют масса планеты, состав атмосферы, расстояние до Солнца и уровень солнечной активности.[2] Общее ошибочное мнение состоит в том, что главный нетермический механизм диссипации — сдувание атмосферы солнечным ветром в отсутствие магнитосферы. Солнечный ветер может передавать свою кинетическую энергию частицам атмосферы, которые могут приобретать скорость достаточную для диссипации из атмосферы. Солнечный ветер, состоящий из ионов, отклоняется магнитосферой, т.к. заряженные частицы движутся вдоль магнитного поля. Таким образом, магнитосфера препятствует диссипации атмосферы планеты. Например, на Земле магнитосфера отклоняет солнечный ветер от планеты с эффективным радиусом порядка 10 радиусов Земли.[3] Область отражения называется головной ударной волной.

Однако, в зависимости от размера планеты и состава атмосферы магнитосфера может и не определять диссипацию атмосферы. Например, Венера не имеет мощной магнитосферы. Её относительная близость к Солнцу напрямую влечет более плотный и мощный солнечный ветер, который мог бы сдуть атмосферу планеты полностью, как например на Марсе. Несмотря на это, атмосфера Венеры на 2 порядка плотнее атмосферы Земли.[4] Последние модели показывают, что солнечный ветер отвечает не более чем за 1/3 общей нетермической диссипации атмосферы.[4]

Поскольку Венера и Марс не имеют магнитосферы для защиты атмосферы от солнечного ветра, солнечный свет и взаимодействие солнечного ветра с атмосферой планет вызывают ионизацию верхних слоев атмосферы. Ионизированные слои атмосферы, в свою очередь, индуцируют магнитный момент, который отражает солнечный ветер аналогично магнитосфере, ограничивая тем самым эффект солнечного ветра на верхние слои атмосферы радиусом 1.2-1.5 от радиуса планеты, т.е. на порядок ближе к поверхности по сравнению с магнитосферой Земли. Проходя эту область, которая называется головной ударной волной, солнечный ветер замедляется до звуковых скоростей.[3] Около поверхности давление солнечного ветра балансирует с давлением ионосферы, которая называется областью ионопаузы. Это взаимодействие обычно мешает солнечному ветру быть основным фактором в диссипации атмосферы.

Нетермальный механизм диссипации[править | править вики-текст]

Основные нетермальные механизмы диссипации зависят от размера рассматриваемых планет. Основные факторы влияющие на диссипацию в каждом случае — это масса планеты, состав атмосферы и расстояние до Солнца. Основные нетермальные процессы диссипации для Венеры и Марса, двух планет земной группы без магнитосферы, существенно различаются. Основным процессом диссипации для Марса является захват солнечного ветра, поскольку его атмосфера недостаточно плотна для своей защиты.[4] Венера лучше защищена от солнечного ветра своей плотной атмосферой, и захват солнечного ветра не является основным нетермическим процессом диссипации атмосферы. Небольшие космические тела без магнитного поля больше страдают от солнечного ветра, поскольку не могут удерживать достаточно плотную атмосферу.

Основной нетермический процесс диссипации атмосферы Венеры — ускорение частиц атмосферы в электрическом поле. Поскольку электроны более подвижны по сравнению с другими частицами, они имеют больше шансов покинуть верхние слои ионосферы Венеры.[4] В результате может накапливаться небольшой итоговый положительный заряд. Итоговый положительный заряд в свою очередь создает электрическое поле, которое может ускорять другие положительные частицы и выталкивать их из атмосферы. В результате этого положительные ионы водорода покинули атмосферу планеты. Другой важный процесс диссипации атмосферы Венеры происходит в результате фотохимических реакций, обусловленных близостью к Солнцу. Фотохимические реакции приводят к разложению молекул на составляющие их радикалы с высокой кинетической энергией, сосредоточенной в менее массивной частице. Такие частицы будут иметь достаточно высокую скорость для диссипации из атмосферы планеты. Кислород, по сравнению с водородом, имеет более высокую массу для диссипации из атмосферы при помощи этого механизма.

Диссипация атмосфер планет Солнечной системы[править | править вики-текст]

Планета Скорость ускользания, км/сек[5]
Луна 2,4
Меркурий 3,8
Марс 5,1
Венера 10,4
Земля 11,2
Сатурн 36,7
Юпитер 61,0

Диссипация атмосферы Земли[править | править вики-текст]

Так как в верхних слоях атмосферы Земли преобладают газы с меньшей молекулярной массой, в первую очередь из неё ускользают атомарный водород, водород и гелий.[6] Этот процесс облегчается тем, что в экзосфере Земли поддерживается высокая температура за счёт ультрафиолетового и рентгеновского излучений Солнца, постоянно генерирующие атомарный водород при диссоциации молекул воды.

Расчёты показывают, что для полного улетучивания водорода из земной атмосферы при температуре 2000 К за счёт диссипации потребовалось бы всего несколько тысяч лет, гелия — несколько миллионов лет.[7] Но водород и гелий постоянно обновляются за счет диссоциации воды и поступления этих газов из земных недр. В то же время кислород практически не улетучивается и роль диссипации в создании кислородной атмосферы Земли может быть существенным фактором на фоне раннего фотосинтеза.

Земля слишком велика, чтобы потерять значительную часть своей атмосферы через диссипацию. Нынешние темпы утраты составляет около трех килограммов (3 кг) водорода и 50 г (50 г) гелия в секунду.[8] Экзосфера является высокой зоной, где плотность атмосферы крайне низка и происходит диссипация. Расчеты диссипации при температуре в экзосфере 1800 K[9] показывают, что для истощения ионов О+ с коэффициентом е (2,718) займет около миллиарда лет. 1800 К это выше, чем фактическая наблюдаемая температура экзосферы; при фактической средней температуры экзосферы, истощение O+ ионов не произойдёт даже через триллион лет. Кроме того, большинство кислорода на Земле связано в молекулу O2, которая является слишком массивной, чтобы покинуть Землю.

Магнитное поле Земли защищает ее от солнечных ветров и предотвращает утечку ионов, за исключением зон вдоль открытых силовых линий у магнитных полюсов. Гравитационное притяжение массы Земли предотвращает другие процессы не теплового характера. Тем не менее, атмосфера Земли является на два порядка менее плотной, чем у Венеры. Из-за температурного режима Земли, CO2 и H2O являются поглощенными в гидросфере и литосфере. H2O удерживается в виде жидкости H2O в океанах, значительно уменьшая плотность атмосферы. Через жидкую воду на поверхности Земли углекислый газ CO2 может выделяться из атмосферы и быть изолирован в осадочных породах. По некоторым оценкам, почти весь углерод на Земле содержится в осадочных породах, атмосферная часть составляет примерно 1/250 000 из всего СО2 Земли. Если оба эти хранилища были бы освобождены в атмосферу, атмосфера Земли была бы даже плотнее атмосферы Венеры. Таким образом, доминирующая «потеря» газов из атмосферы Земли - не улетучивание в космическое пространстве, а связывание на поверхности и под ней.

Одним из механизмов, препятствующим диссипации, является химическая связь, например, большую часть диоксида углерода из первоначальной атмосферы Земли была химически поглощена в карбонатные породы. Очень вероятно, аналогичный процесс произошел на Марсе. Кислород может быть поглощен на окисление горных пород, например, за счет увеличения степени окисления железа с Fe2+ в Fe3+. Газы могут также быть поглощены по адсорбции, например гелий на Луне, где очень мелкие частицы реголита захватывают газ на своей поверхности. Замораживание в лёд воды на Земле и, предположительно на Луне, или углекислого газа в полярных шапках Марса - пример другого механизма удержания газов на планете.

Литература[править | править вики-текст]

См. также[править | править вики-текст]

Ссылки[править | править вики-текст]

  1. 1 2 Диссипация, Яндекс.Словари: Большая советская энциклопедия
  2.  (англ.) Solar wind pulses strip Mars' atmosphere, 15.03.2010, Emily Baldwin
  3. 1 2 Shizgal, 1996
  4. 1 2 3 4 Lammer, 2006
  5. Discovery - A Popular Journal of Knowledge, New Series, Vol. II, January to ... - Google Книги. Проверено 26 апреля 2013.
  6. David C. Catling and Kevin J. Zahnle, The Planetary Air Leak. As Earth’s atmosphere slowly trickles away into space, will our planet come to look like Venus? //SCIENTIFIC AMERICAN, May 2009
  7. http://books.google.ru/books?id=7cBTwb9PETsC&pg=PA296 ISBN 9027724180, 1987, page 296 chapter 8 table VII "Time (in years) of dissipation of gases from the Earth's atmosphere at different temperatures"
  8. Kevin J. Zahnle and David C. Catling. Our Planet's Leaky Atmosphere. Scientific American (May 11, 2009).
  9. Space Studies Board, Division on Engineering and Physical Sciences. The Atmospheres of Mars and Venus. National Academies Press (Jan 15, 1961).