Диссипация атмосфер
- ускользание газов из атмосфер космич. тел, вызванное беспорядочным (тепловым) движением атомов и молекул. При Д. а. молекулы газов должны преодолеть тяготение космич. тела. Молекулы нижних плотных слоев атмосферы даже при наличии достаточной скорости не могут её покинуть из-за многочисл. столкновений друг с другом, меняющих направление и скорость их движения. Во внешних сильно разреженных слоях атмосферы столкновения атомов и молекул столь редки, что те из них, к-рые обладают скоростью, превышающей вторую космич. скорость vk2 (скорость ускользания), покидают атмосферу. Скорость vk2 определяется по ф-ле:
, где 
- масса космич. тела (планеты), r
- расстояние от центра планеты, G - гравитационная
постоянная. Согласно Максвелла распределению,
наиболее вероятная тепловая скорость частиц газа 
,
где m - масса частицы, T - темп-ра газа. Максвелловское распределение
показывает, что всегда есть частицы с очень большими скоростями, но при 
число таких частиц экспоненциально мало, поэтому диссипация эффективна
лишь в тех случаях, когда vk2 превышает vH
не в слишком большое число раз (3-5). Скорость vH
тем выше, чем меньше масса частиц, т.е; вероятность рассеяния (диссипации) выше у
лёгких
газов. К тому же распределение частиц газа в атмосфере с высотой таково (см. Барометрическая формула), что в верхних слоях
атмосферы преобладают газы с малой молекулярной массой. В результате из атмосферы
в первую очередь ускользают лёгкие газы - водород и гелий. Расчеты показывают, что
время
полного улетучивания водорода из земной атмосферы составляет всего неск. лет, а время
полного улетучивания гелия - неск. млн. лет. Эти отрезки времени слишком малы по
сравнению
с продолжительностью существования Земли, поэтому в земной атмосфере водород и гелий
постоянно обновляются за счёт поступления из земных недр и ряда атмосферных процессов.
Водород, образующий "корону" вокруг Земли, явл. продуктом диссоциации молекул воды
под действием УФ- и рентг. излучения Солнца. Это же излучение поддерживает высокой
темп-ру
верхних слоев земной атмосферы и облегчает ускользание атомов водорода и гелия.
Чем выше температура атмосферы (т.е. чем большее число молекул обладает высокими
скоростями) и чем меньше сила тяжести, тем сильнее Д. а. Сила притяжения на поверхности
Луны
в 6 раз слабее земной, и поэтому к настоящему времени атмосфера Луны практически
исчезла. У Меркурия и Марса, на поверхности к-рых сила тяжести меньше земной примерно
в 3
раза, атмосфера существует, но очень разреженная. Планеты-гиганты - Юпитер, Сатурн,
Уран и Нептун - благодаря большей силе притяжения и низкой темп-ре содержат в своих
атмосферах
много водорода и гелия. У многих спутников планет и астероидов 
,
поэтому они практически лишены атмосферы. На таких космических телах крайне слабая
атмосфера может поддерживаться за счёт непрерывного выделения газов слагающими тела
породами.
За критерий устойчивости атмосферы можно принять условие 
,
при к-ром время Д. а. превышает время существования планеты. У земной атмосферы эффективно
диссипируют только водород и гелий; у Марса - водород, гелий, азот; атмосфера Венеры
близка по устойчивости к земной. Атмосферы планет-гигантов устойчивы гл. обр. вследствие
высокого значения скорости ускользания.
Атмосферы звёзд значительно горячее атмосфер планет (от 50000 К у звёзд класса O5 до 2800 К у звёзд класса М5), а их короны ещё горячей (у Солнца до 1,5 млн. К). Но и вторая космич. скорость у звёзд главной последовательности намного выше, чем у планет. Поэтому прямая тепловая Д. а. звёзд невелика.
В потерях звёздами вещества гораздо более существенную роль играет газодинамич. истечение вещества - звездный ветер (см. также Солнечный ветер). В горячих звёздах класса О значит. потери вещества происходят также за счёт давления излучения (см. Истечение вещества из звезд).
(Д.К. Надежин)
|
Публикации с ключевыми словами:
атмосферы планет
Публикации со словами: атмосферы планет |
|
|
См. также:
| |
