Astronomie

Jaké jsou skutečné podmínky pro vytvoření atmosféry / ztrátu stávající atmosféry?

Jaké jsou skutečné podmínky pro vytvoření atmosféry / ztrátu stávající atmosféry?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Přehled:

Vezměme si například planetu Ganymede (měsíc, technicky předpokládám). Ganymede je obrovský (na rozdíl od jiných těl) a všiml jsem si vzoru mezi většími těly a atmosférou. Obvykle se zdá, že čím je tělo větší, tím je pravděpodobnější, že bude mít atmosféru (vím, že to není pravda, ale rozhodně to vypadá, až na zjevné výjimky). I při hraní vesmírného programu Kerbal jsem narazil na Valla, který očekával zpomalení kvůli jeho obrovské velikosti. Velká chyba, narazila do povrchu. Takže pokud velikost není konečným důvodem, proč by planeta měla atmosféru, co to vlastně způsobuje? Proč by něco jako Ganymede, dvojnásobně chráněné vlastním magnetickým polem a Jupiterovo pole, nemělo atmosféru? Co způsobí, že planeta o ni přijde po vytvoření atmosféry?

Můžete ignorovat můj celkový přehled, předpokládám, že můj jednorázový soustředěný otázka zní:

Jaké jsou skutečné podmínky pro vytvoření atmosféry / ztrátu stávající atmosféry?


Technicky vzato, každá planeta má atmosféru (i když většina vypouští Merkur ze seznamu, protože je tak tenký). Začněme s velkými kluky, kteří jsou docela přímočarí. Plynní obři jen udržují svou atmosféru před tím, než shromáždili zbytky plynu z mlhoviny, ze které se vytvořila jejich mateřská hvězda. Pokud jste jako plynní obři v naší sluneční soustavě, obvykle tuto atmosféru udržíte velmi dlouho, protože máte silnou magnetosféru a také jste dost daleko od své hvězdy. Vaše hvězda také není nijak zvlášť silná. Některé exoplanety jsou kategorizovány jako horké Jupitery, protože jsou podobné složení jupiteru, ale obíhají velmi blízko své hvězdy. Pokud tomu tak je, navzdory silné magnetosféře může jejich hvězda doslova vypařit jejich atmosféru, buď ji přidat k hmotě hvězdy, nebo ji odfouknout, něco jako kometa. Nakonec se mohou stát tím, čemu říkáme chthonovské planety, což jsou hypotetické planety, které jsou kamennými jádry, která zbyla z vařených plynných gigantů.

A co skalnaté planety jako Země? Atmosféru získávají z procesu zvaného odplyňování, což v zásadě znamená, že sopky vybíjejí plyny. Země je jedinečná v tom, že věříme, že naše atmosféra byla alespoň částečně vytvořena z komet a vlhkých asteroidů. Venuše vypálila příliš mnoho skleníkových plynů a dostala pekelnou díru pro atmosféru. Přinejmenším tam prší… prší kyselina sírová… a i to se vaří, než se dostane na povrch! Mars měl pravděpodobně silnější atmosféru než dnes, o čemž svědčí velké sopky jako Olympus Mons. Co se tomu stalo? Nejprve Mars nemá velmi silnou magnetosféru, protože je prostě menší než Země. Protože je menší, jeho jádro se rychleji ochladilo a jeho plášť již nepodporoval dobré magnetické pole. Více nabitých částic znamená vyšší šanci na atmosférické stripování, kterým Mars trpěl alespoň částečně. Myslíme si však, že velký dopad pravděpodobně srazil hodně atmosféry Marsu. Nakonec nám zbývá Merkur. Merkur je docela malý a velmi blízko ke Slunci. Prostě si nedokáže udržet atmosféru, protože její gravitace je slabá. Totéž lze říci o většině měsíců v naší sluneční soustavě, protože jsou obvykle menší než Merkur. Jsou prostě příliš malé na to, aby si udržely atmosféru.

Počkejte, jak to, že některé měsíce mají atmosféru a jiné ne? No ty, které nejsou, jak jsem již řekl, jsou příliš malé na to, aby si jeden udržely, a také se musí vypořádat s interakcemi se slunečním větrem, atmosférickým stripováním a interakcemi s jejich planetou. Některé měsíce mají vulkanickou aktivitu, takže jejich tenkou atmosféru lze doplnit nahromaděnými plyny. Někteří mohou mít ve skutečnosti počasí! Věřím, že Io a Triton mají oba systémy počasí, přestože mají velmi tenkou atmosféru. Titan má nejhustší atmosféru ve skupině, která je asi o 50% hustší než atmosféra Země. Má tedy také komplexní systémy počasí. Ale proč? Titan je strukturou podobný Ganymedu. Proč má Titan atmosféru? Krátká odpověď: nevíme úplně proč. Myslíme si, že to mohly být komety, ale v tuto chvíli si opravdu nejsme 100% jistí. Další informace najdete v článku wikipedia.

Abychom vám odpověděli na vaši otázku, atmosféry jsou obvykle vytvářeny sopečnou činností nebo pro plynné obry zadrženým plynem ze zbytků mlhovin. Atmosféra je ztracena kvůli nízké gravitaci, vysokým teplotám, slunečnímu větru, atmosférickému stripování, velkým nárazům a interakcím planety a měsíce.


Je to rovnováha hvězdného větru, gravitace, ionosféry, magnetosféry a těkavosti planetového povrchového materiálu: hvězdný / kosmický vítr eliminuje atmosféru, gravitace, ionosféra udržuje atmosféru a těkavý povrchový materiál vytváří novou atmosféru.

Těkavý materiál na povrchu planety, který je částečně závislý na výše uvedených dvou proměnných, protože se může úplně vyhladit slunečním větrem, jako je měsíc a rtuť.

Pluto má miliardkrát vyšší atmosférický tlak než Měsíc, 900krát méně slunečního záření, zatímco gravitace na jeho povrchu je 35% oproti Měsíci.

Venuše má 90krát vyšší atmosférický tlak než Země a je chráněna ionosférickým magnetickým ocasem.

Název Název Povrchový tlak (bar)

  1. Saturn >> 1000
  2. Uran >> 1000
  3. Neptun >> 1000
  4. Venuše 92 (obrovské magnetické pole generované ionosférou, vařené oceány)
  5. Země 1.014
  6. Jupiter 0,2 - 2 (stejný rozsah atmosférického tlaku jako naše planeta)
  7. Mars 4 - 8,7 x 10-3
  8. Ne 8,68 x 10-4 (hodně slunečního větru, 1000krát nižší tlak než terra)
  9. Pluto 3 x 10-6 (30% gravitace měsíce, miliardkrát více atmosféry)
  10. Rtuť 10 x 10-15 (pomalá rotace, žádný magnetismus, blízko slunce)
  11. Měsíc 3 x 10-15

Měsíc má 25 tun exosféry www.space.com/amp/18067-moon-atmosphere.html

V blízkosti divoké hvězdy 10 000krát silnější než slunce mohla být naše planeta a možná dokonce i Saturn během miliard let většinou zbavena atmosféry, přestože mají silnou magnetosféru / ionosféru.


Velké sklo a doba nové astronomie

Nejvyšší hora ostrova na světě je Havaj Mauna Kea, kde řídká atmosféra a absence světelného znečištění vytvářejí jedny z nejlepších pozorovacích podmínek pro astronomy. Na summitu sedí 13 hřebenů podél hřebene formací, které se vytvořily kolem sopečných průduchů. Nejstarším dalekohledem na místě a stále nejmenším je 2,2 metru (7,2 stopy) University of Hawaii UH88 z Havaje, který byl postaven v roce 1968. Mauna Kea je nejlépe známá jako domov dvojitých 10metrových dalekohledů Keck, které spatřil první světlo v 90. letech a zůstal dva z největších optických a infračervených dalekohledů na světě. Společně tento pekařský tucet observatoří č. 8217 dominuje pozemské astronomii po čtyři desetiletí. Ale v poslední době se Mauna Kea zaplete do sporu, který by mohl radikálně změnit budoucnost astronomie, a slouží jako varovný příklad toho, co bychom mohli ztratit, pokud bude pokračovat touto cestou.

V roce 2009 byla Mauna Kea vybrána jako místo pro třicetimetrový dalekohled, megaobservatoř navržená Kalifornským technologickým institutem, Kalifornskou univerzitou a národními vědeckými agenturami v Japonsku, Kanadě, Indii a Číně. Jeho masivní zrcadlo bude vyrobeno ze 492 segmentů a bude mít 81násobnou citlivost dalekohledů Keck. Ed Stone, profesor fyziky z Caltech a výkonný ředitel TMT (nemluvě o bývalém řediteli laboratoře Jet Propulsion Laboratory NASA & # 8217s), vysvětluje, proč vědci sledují dalekohled, který je více než třikrát větší než ten největší v současnosti na Mauna Kea: & # 8220Chcete-li vidět úplně první hvězdy ve vesmíru, & # 8221 říká, & # 8220, budete potřebovat dalekohled této třídy. & # 8221 Keck byl schopen pozorovat galaxii, která existovala asi 570 milionů let po Velký třesk, ale prostě není schopen pozorovat nejvzdálenější hvězdy, první, které se formovaly asi 400 milionů let po vzniku vesmíru.

& # 8220 Další hranicí, která potřebuje sběratelskou sílu nové generace nástrojů, je studium exoplanet, & říká Stone # 8221. & # 8220Naším úkolem je vyvinout technologii a schopnost studovat tyto planety, například zjistit, zda se na nich mohl vyvinout mikrobiální život. & # 8221 Toto jsou typy základních otázek, které by TMT měla být schopna řešit. A přesto nemusí být obří dalekohled nikdy postaven.

Přihlaste se k odběru časopisu Air & amp Space

Tento příběh je výběrem z listopadového čísla časopisu Air & amp Space

V říjnu 2014, když úředníci a stavební posádky zamířili na místo průkopnické ceremonie, skupina domorodých havajských demonstrantů zablokovala jejich přístup na vrchol a odmítla se pohybovat, dokud nebyl projekt zastaven. Domorodí Havajci považují Maunu Kea za posvátné místo a # 8212mnoho generací se vrátilo na horu, aby pohřbilo pikonebo pupeční šňůry jejich novorozených dětí (piko Znamená to také & # 8220mountain summit & # 8221 in Hawaiian) & # 8212 a jsou už roky v opozici vůči budování observatoří. Guvernér Havaje a # 8217, který se obával, že by mohlo dojít k násilí, vyjednal dočasné zastavení stavby. V loňském prosinci státní nejvyšší soud uvolnil stavební povolení observatoře a poslal žádost zpět na pozemní a zdrojovou agenturu k novému projednání. Ačkoli manažeři dalekohledu a # 8217 stále doufají, že budou stavět na Mauna Kea, obávají se také dlouhé právní bitvy, kterou nakonec prohrají, a začali vážně uvažovat o místech v Baja California, Kanárských ostrovech, Chile, Indii a Číně.

Někteří Havajané také bojují za prodloužení 65letého pronájmu komplexu hvězdárny na summitu, jehož platnost vyprší 31. prosince 2033. Doug Simons je ředitelem 3,6metrového dalekohledu Canada France Hawaii Telescope a bývalý ředitel Gemini Hvězdárna, která má dva osmimetrové dalekohledy na Mauna Kea a v Chile. Říká, že bez záruk, že se hlavní nájemní smlouva prodlouží, se agentury, které observatoře financují, zdráhají investovat do vylepšení nebo nového vybavení. Ve skutečnosti některé observatoře již začaly měnit operace v rámci přípravy na Třicet metrů. Japonský partner TMT & # 8217s provozuje osmimetrový dalekohled Subaru Mauna Kea & # 8217s a začal prozkoumávat svou přístrojovou techniku, aby ve spolupráci s novým příchodem fungoval výhradně jako širokoúhlý dalekohled. & # 8220 Neuhráli tak daleko po cestě, která by byla & # 8217; nedobytná, & říká # 8221 Simons. & # 8220 Ale udělali nejvíce kroků ze všech observatoří Mauna Kea před příchodem TMT & # 8217. & # 8221 Pokud obří dalekohled není postaven, bude muset Subaru znovu překonfigurovat, aby zůstalo významným přispěvatelem do astronomie. A pokud domorodí Havajci uspějí, celý vědecký komplex bude rozebrán a země se vrátí státu.

Kontroverze kolem TMT a jeho dopadu na ostatní observatoře Mauna Kea se zdají jako lokální příběh, ale boj je také symbolem širšího problému. V posledních několika desetiletích v oblasti astronomie dominovaly snahy o stavbu nových a větších dalekohledů. Předpokládá se, že TMT bude stát 1,4 miliardy dolarů a další observatoře budované v této vlně (všechny tři v Chile) mají podobné cenovky. Dalekohled Giant Magellan, ve kterém bude umístěno sedm 8,4metrových dalekohledů, pravděpodobně překročí 1 miliardu dolarů. Předpokládá se, že ohromný obrovský 39,3 metrový Evropský extrémně velký dalekohled (E-ELT) bude stát 1,35 miliardy dolarů. A výstavba relativně sytého 8,4metrového velkého dalekohledu Synoptic Survey Telescope (LSST) bude stát 650 milionů dolarů, ale návrh zákona se vyšplhá na více než $ 1 a # 160 miliard, pokud zahrnuje provoz 10letého průzkumu oblohy, jehož zahájení se předpokládá v roce 2020 . & # 8220A miliard dolarů je do značné míry vstupní poplatek do této konkrétní hry, & # 8221 říká Shrinivas Kulkarni, ředitel optických observatoří Caltech & # 8217s.

Pouze s 18palcovým zrcadlem provedl první dalekohled Palomar Observatory & # 8217s historické objevy téměř 60 let. (Archivy Palomar / Caltech)

Protože Caltech je jedním z hlavních partnerů projektu Thirty Meter, součástí práce společnosti Kulkarni & # 8217 je dohled nad touto investicí. Ale i když silně podporuje budování observatoře, věří, že trend k těmto masivním a nákladným projektům představuje zásadní změnu ve způsobu, jakým se astronomie praktikuje. Kulkarni stále častěji říká, že studium vesmíru se stalo provincií fyziků - zejména fyziků částic - # 8212 a dívají se na svět velmi odlišně než astronomové.

& # 8220 Astronomové bývali fenomenologové vesmíru, & říká Kulkarni # 8221. & # 8220 Stejně jako rostlinný biolog studuje rostliny různých druhů a zoolog studuje různé druhy zvířat, astronom dělá totéž pro vesmír. Jdeme hledat hvězdy, galaxie, mezigalaktická média a katalogizujeme je. Vidíme, jak energie formovala to, co & # 8217s, životní cyklus hvězd, & # 8217s, konečný produkt, & # 8217s ekosystém. Astronomy, jako zoologové a biologové, můžete téměř považovat za průzkumníky, katalogizátory a vysvětlovače. To je to, co děláme. # 8221

Ale říká to, dvě věci to změnily. Prvním byl objev záření kosmického pozadí v 60. letech. Toto záření, v podstatě první světlo ve vesmíru, sahá jen několik set tisíc let po Velkém třesku. V roce 1989 NASA spustila COBE, průzkumníka kosmického pozadí, který umožnil astronomům začít vážně zkoumat jeho povahu. COBE a několik dalších kosmických lodí, včetně probíhající mise Planck v Evropě a Evropě, zmapovaly distribuci tohoto záření ve vesmíru. & # 8220 Objev záření na pozadí ukázal skutečnou souvislost mezi astronomií a základní fyzikou, & # 8221 říká Kulkarni. I když byl objev z velké části způsoben astronomickými technikami, bylo na fyzikech, aby vysvětlili vysokoenergetické prostředí hned po Velkém třesku. Celý vesmír byl najednou laboratoří pro částicové fyziky.

Toto prolínání fyziky a astronomie bylo původně přínosem pro obě pole. Kulkarni zdůrazňuje, že to byl teoretický fyzik Alan Guth, který přišel s myšlenkou kosmické inflace, jednou z ústředních myšlenek moderní astronomie.

Druhou velkou změnou v astronomii byl objev temné energie. V roce 1998 našly dvě skupiny astrofyziků studujících supernovy důkazy o tom, že vesmír se jen nerozšiřoval, ale rozšiřoval se zrychlujícím tempem. Tento objev, který získal Nobelovu cenu, vedl k postulaci formy energie, která by vysvětlovala vnější sílu. Předpokládá se, že temná energie představuje více než 68 procent energie a hmoty ve vesmíru. (Temná hmota tvoří 27 procent. Obyčejná hmota, věci, které můžete vidět a detekovat, tvoří zbytek: méně než pět procent vesmíru.)

V loňském roce zabili domorodí havajští demonstranti, kteří věří, že Mauna Kea je posvátná, blokovat stavební vozidla z nového dalekohledu. (Holly Johnson / Hawaii Herald Tribune přes AP)

Tyto objevy ohromně posílily naše znalosti o vesmíru. Ale také donutili fyziky a astronomy, aby se naučili, jak spolu žít, říká Kulkarni. & # 8220Kultura částicové fyziky je jiná, říká. & # 8220 Stejně jako astronomové jsou fenomenologové & # 8212 průzkumníci, kteří chtějí vidět šíři a rozmanitost ve vesmíru & # 8212fyzici jsou pravým opakem. Jsou to, čemu říkáme redukcionisté. Snaží se snížit složitost pozorování jevů na co nejméně principů. & # 8221 Celá část toho, čemu dnes říkáme mechanika, pochází z Newtonova druhého zákona pohybu: Síla se rovná zrychlení masového času. Díky prediktivní síle tohoto druhu věty se fyzika stala králem věd, říká Kulkarni, a matematika královnou. Na rozdíl od astronomie není základním podnětem fyziky objevit něco nového, co by vedlo k vývoji teorií k vysvětlení známých jevů, a potom k experimentům k testování těchto teorií. Kvůli rostoucímu vlivu fyziky je metodou disciplíny & # 8217s řízení celého pole astronomie také tímto směrem.

Dnes se na tyto velké experimenty vynakládá obrovské množství peněz, z nichž mnohé jsou podobné. & # 8220 Evropané zahajují vesmírnou misi nazvanou Euclid, která, jak název napovídá, sleduje geometrii vesmíru, & # 8221 říká Kulkarni. & # 8220 Aby toho nebylo málo, v roce 2025 USA spouští něco zvaného WFIRST, což také vytvoří geometrii vesmíru. A jedním z hlavních cílů LSST je měřit geometrii vesmíru. Takže do těchto velmi velkých, vysoce profilovaných, téměř výjimečně zaměřených, základních experimentů byla enormní investice peněz. # 8221

Tato pozorování nás určitě hodně naučí, ale jak to Kulkarni vidí, zařízení potřebná k provádění experimentů jsou v takovém rozsahu, že omezují množství jiných typů astronomie, které lze provést. V tom všem bude ztracena náhoda, která pochází ze základního průzkumu.

Ačkoli jiní astronomové mohou s Kulkarnim nesouhlasit ohledně závažnosti problému, jeho základní předpoklad není zvlášť kontroverzní. Obzvláště pocházejí od někoho z Caltechu, říká Doug Simons: & # 8220 Podívejte se na historii Palomar [Observatory] a Caltech, které ovládly oblast astronomie jako žádná jiná škola. Kdo například objevil kvasary? To se podstatně stalo v Caltech a Palomaru. Nikdo ani nevěděl, že takové objekty existují ve vesmíru & # 8230. Nyní víme, že černé díry pohánějí kvasary, ale když [nizozemský astronom Maartin] Schmidt identifikoval první kvasar QC273, byl to zcela nepředvídaný produkt inovativního pozorování na Caltech. O tom [Kulkarni] mluví: hledání věcí, které jste ve vesmíru nikdy nevěděli nebo si dokonce ani nedokázali představit. & # 8221

Ale ne každý souhlasí s představou, že velké projekty založené na fyzice odstraňují šanci na serendipity, po které Kulkarni touží. Ed Stone tuto myšlenku vyvrací tím, že ukázal na první detekci gravitačních vln na laserové interferometrické gravitační vlnové observatoři neboli LIGO.& # 8220 Myslím, že mnoho astronomů nyní věří & # 8212, že byla poprvé objevena jedna, a splývající černé díry, které ji způsobily, byly určeny k mnohem masivnějšímu, než navrhovaly modely. To znamená, že jsme se o přírodě dozvěděli něco jiného, ​​kromě toho, že jsme potvrdili Einsteinovu gravitační teorii. V mnoha případech tedy experiment začíná odpovídat na fyzikální otázky, ale poté začne odpovídat na otázky týkající se astronomie a astrofyziky. & # 8221


Definice a pozadí

Termín „extrasolární planety“ označuje planetární tělesa, která existují na oběžné dráze kolem jiných hvězd mimo naši sluneční soustavu. Klasifikaci objektů jako planet nebo hnědých trpaslíků dnes astronomové považují za závislou na jejich hmotnosti, roli jaderných reakcí při jejich výrobě energie a jejich původu. 1,2 Objekty v rozsahu až asi 10 nebo 20 hmot Jupitera (MJ), které by se údajně tvořily z prachu a plynu z protosolárního disku, jsou považovány za planety. 3 objekty od 10 nebo 20 MJ do 80 MJ jsou obecně považováni za hnědé trpaslíky, ačkoli někteří tvrdili, že hnědí trpaslíci mohou mít hmotnost až 3 MJ. Předpokládá se, že 2 hnědí trpaslíci vznikají z gravitačního kolapsu mlhovin, protože jsou to vlastně hvězdy. U hnědých trpaslíků dochází k velmi malé jaderné fúzi. U hnědých trpaslíků může dojít k určité fúzi normálního vodíku, ale nemají dostatečnou hmotnost pro reakce fúze deuteria, stejně jako normální hvězdy. Gravitační kolaps produkuje významné teplo u hnědých trpaslíků. Teplota hnědých trpaslíků je obvykle o několik stovek stupňů nižší než efektivní teplota hvězdy. Extrasolární planety i hnědí trpaslíci vydávají většinu své energie v infračervené oblasti spektra. Nejhojnější látkou v obou typech objektů jsou molekulární vodík a voda. 4 Protože u hnědých trpaslíků dochází pouze k velmi omezené jaderné fúzi, mají velmi nízkou svítivost. Předpokládá se, že energie vydávaná hnědými trpaslíky v průběhu času dramaticky klesá. Na druhé straně se předpokládá, že planety vznikají skalními planetesimály, které se hromadí v jádru, a pak toto jádro přitahuje plyn a prach a vytváří vnější plynné vrstvy planety plynného obra.

O rozdílech mezi velkými plynnými planetami a hnědými trpaslíky se diskutuje i nadále. V hvězdokupě sigma Orionis bylo nedávno objeveno devatenáct objektů, které zpochybňují současné teorie přírodního původu a stírají definice planet a hnědých trpaslíků. Zdá se, že tyto nové objekty jsou v hmotnostním rozsahu 5 až 15 MJ a nejsou to obíhající hvězdy. 5 Za předpokladu, že tyto masy jsou správné, by to dalo tyto objekty do třídy velikosti, která se obvykle považuje za příliš malou na to, aby byli hnědými trpaslíky. O povaze těchto objektů se tedy mezi vědci horlivě diskutuje. Je důležité si uvědomit, že když neobíhají kolem hvězd, vážně to omezuje typ dat, která lze shromažďovat. Pro tyto objekty nelze použít obvyklé metody určování hmot extrasolárních planet a hnědých trpaslíků. Žádnou ze tří metod popsaných v tomto článku pro detekci extrasolárních planet nelze použít ke studiu těchto „nepoctivých planet“. Díky tomu jsou hromadné odhady velmi nejisté, a tím je také nejistá povaha těchto objektů.

Astronomové se již mnoho let zajímali o detekci extrasolárních planet, ale to představovalo impozantní problémy. Extasolární planeta je jasná miliony nebo miliardkrát slabší než hvězda, ke které je blízko. Jedním z problémů při detekci těchto objektů je způsob, jakým světlo z hvězdy maskuje světlo planety. Většina pokusů o detekci hnědých trpaslíků a planet zahrnuje měření toho, jak objekt ovlivňuje pohyb hvězdy. To se provádí jednou ze dvou metod. Na počátku 20. století se astronomové začali pokoušet provádět přesná měření polohy určitých blízkých hvězd v naději, že najdou důkazy o planetách z poruch polohy hvězdy. Toto je astrometrická metoda. Tato metoda funguje nejlépe, pokud má hvězda relativně nízkou hmotnost a planeta je velmi hmotná, ale dále od své hvězdy než Jupiter od našeho Slunce. Je to proto, že když je planeta blíže ke své hvězdě, je posunutí hvězdy, vnímané jako periodická variace v její měřené poloze (neboli „kolísání“), méně výrazné a proto je obtížnější ji měřit. Pokud je planeta na druhou stranu dále od hvězdy, bude posunutí hvězdy planetou větší a snáze detekovatelné. Čím dále je planeta od hvězdy, tím delší je její oběžná doba. Samozřejmě je také důležitá vzdálenost od Země k dané hvězdě, takže planety by bylo obtížnější detekovat kolem vzdálenějších hvězd.

Toto přemístění hvězdy obíhajícími planetami je jistě možné a je důsledkem dobře pochopené fyziky. Je například známo, že naše Slunce prochází stejným „kolísáním“. Těžiště naší sluneční soustavy se nenachází přesně ve středu Slunce kvůli gravitačním tahům různých planet na Slunci. I když je cesta, kterou sleduje Slunce kolem těžiště sluneční soustavy, poněkud komplikovaná, je to zhruba tak, jako by se otáčelo kolem bodu poblíž povrchu Slunce. 2 To znamená, že střed Slunce je přemístěn do vzdálenosti více než 695 000 km (asi 432 300 mil). V naší sluneční soustavě je za většinu tohoto vlivu na Slunce zodpovědný Jupiter. Hypotetický pozorovatel ve vzdálenosti 30 nebo 40 světelných let od Země, který vykresluje polohu naší hvězdy po dobu několika let, by viděl periodickou změnu polohy naší hvězdy ve vztahu k hvězdám v pozadí (tzv. Správný pohyb) ). V posledních letech bylo použití astrometrické metody omezeno na výzkumníky používající jedny z největších dalekohledů. Dosud neexistují žádné úspěšné detekce extrasolárních planet astrometrickou metodou. Objevilo se několik zpráv o pokusech o přímé zobrazení několika samotných planetových objektů, ale tato měření jsou obecně považována za velmi nejistá. V nadcházejících letech plánuje NASA vybudovat velké vesmírné dalekohledy, které budou pomocí astrometrické metody hledat extrasolární planety.

Druhou použitou metodou je spektroskopická metoda, která zahrnuje studium spektra vzdálené hvězdy. Spektroskopická metoda využívá Dopplerovy techniky k měření změn rychlosti hvězdy při jejím pohybu směrem k Zemi nebo od ní. Abychom dali perspektivu, Jupiter způsobuje změnu rychlosti Slunce 13 m za sekundu. Dnešní techniky ve spektroskopii jsou docela přesné a někdy mohou detekovat kolísání rychlosti ještě méně. Přítomnost společníka na oběžné dráze, ať už jde o hnědého trpaslíka nebo planetu, způsobí, že se emisní nebo absorpční linie z hvězdy budou frekvenčně posouvat nahoru a dolů kvůli Dopplerovu jevu. Tyto červené a modré posuny ve spektrech budou velmi opakovatelné a konzistentní, pokud jsou skutečně od skutečného doprovodného objektu. Jelikož existují další procesy, které mohou způsobit podobné červené a modré posuny hvězdného světla, je třeba dbát na to, aby se vyloučila možnost, že periodická variace není způsobena jiným procesem než pohybem hvězdy. Obecně musí být pozorování opakována několikrát, často po několik let, aby bylo možné určit, zda je červený a modrý posun opakovatelný a nejde o dočasný jev. Spektroskopický přístup je nejvhodnější pro případy, kdy se planeta nachází docela blízko hvězdy, protože variace rychlosti budou v takovém případě výraznější, než kdyby byla planeta dále.

U takových Dopplerových měření se ve skutečnosti měří pouze radiální rychlost ve vztahu k Zemi. Tato radiální rychlost je složkou rychlosti hvězdy podél čáry spojující Zemi a vzdálenou hvězdu. Pokud hvězda jasně ukazuje periodickou změnu svého Dopplerova posunu, může to znamenat, že hvězda je tažena a mírně se pohybuje ve svém pohybu pravidelnými oběžnými dráhami doprovodného objektu. Z periody Dopplerových variací lze odhadnout orbitální periodu doprovodného objektu a velikost Dopplerových variací umožňuje určit radiální variace rychlosti. Míra variace rychlosti se používá se známými údaji o hvězdě k výpočtu minimální hmotnosti potřebné na planetě, která způsobí změny rychlosti ve hvězdě. Skutečnou hmotnost společníka nelze určit, lze určit pouze spodní hranici. Toto stanovení předpokládá, že variace červeného posuvu je skutečně Dopplerův jev v důsledku pohybu hvězdy. Dolní hranice hmotnosti společníka předpokládá, že oběžná dráha společníka je vyrovnána přesně v úhlu k „přímce pohledu“ spojující Zemi a hvězdu. Pokud je oběžná dráha společníka kolem hvězdy nakloněna ve vztahu k přímce Země, musí být její hmotnost větší než dolní mez, aby její gravitace měla stejný pozorovaný účinek na rychlost hvězdy. To je důležité pochopit, protože pokud bylo zjištěno, že je objekt nalezen, je to 6 M.J jeho hmotnost by mohla být ve skutečnosti větší, kdyby oběžná dráha planety byla výrazně nakloněna.

Existuje ještě jedna technika detekce extrasolárních planet, ale tento přístup byl dosud možný pouze v jednom případě. 6 Jedná se o přímé měření tranzitu. Přímé měření tranzitu se provádí v naší sluneční soustavě, když Merkur nebo Venuše prochází mezi Sluncem a Zemí. Když k tomu dojde, například Venuše by blokovala velmi nepatrnou část Slunce a světlo ze Slunce by bylo modifikováno, když prochází atmosférou Venuše. (Pokud k tomu došlo u Venuše, mohlo by být změřeno složení atmosféry Venuše.) Aby bylo možné přímé transitní měření pro extrasolární planety, musí být orbita extrasolární planety vyrovnána tak, aby planeta procházela mezi Zemí a hvězdou. Když planeta prochází mezi hvězdou a Zemí, způsobí to, že ze Země bude vidět minutový pokles v intenzitě světla z hvězdy. Tranzitní měření umožňují vědcům odhadnout hustotu planety a sklon její oběžné dráhy ve vztahu k hvězdě. Měření hustoty je docela důležité, protože tím lze odlišit plynný předmět od pevného. Astrometrické a spektroskopické metody nemají žádný způsob, jak určit, zda má doprovodný objekt plynný nebo kamenný charakter, protože to, co se ve skutečnosti měří, je světlo z hvězdy a nikoli ze samotného doprovodného objektu.

V listopadu 1999 uvedli vědci Marcy, Butler a Vogt pomocí observatoře Keck na Havaji, že provádějí takové tranzitní měření planety kolem hvězdy HD 209458. Tato hvězda je podobná našemu Slunci a je od Země vzdálena 153 světelných let. Dopplerova měření ukázala, že planeta měla asi 62% hmotnosti Jupitera a obíhala kolem hvězdy jednou za 3,5 dne. Po měření poklesu jasnosti hvězdy dokázal Marcyin tým předpovědět časy, kdy další astronomové mohli stejný pokles měřit i v následujících dnech. Astronomové na dvou observatořích dokázali potvrdit pozorování přesně podle předpovědi, a to na Fairbornské observatoři v Arizoně a na Harvardské univerzitě. To může být nejsilnější důkaz pro detekci extrasolárních planet. Hustota určená týmem Marcy a Butlera naznačuje, že tato planeta je ještě méně hustá než Saturn. Jedno z měření tranzitní události zahrnovalo pokles jasu hvězdy o 1,58%. 6 Může se to zdát jako velmi malá změna jasu, ale moderní techniky jsou schopny měřit účinky v tomto měřítku. Některé statistické analýzy pozorování byly použity k získání parametrů z teoretických modelů tak, aby odpovídaly pozorování teorii. Stejná tranzitní technika se běžně používá v dalším astronomickém výzkumu, například při pozorování zákrytových dvojhvězd.


Martian Apocalypses Real i Imagined

Zajímavé je, že v roce 1909 se vědci, kteří pozorovali Mars prostřednictvím dalekohledů, přesvědčili, že vidí známky apokalypsy v akci. Ve vydání New York Times z 28. října 1909 se objevil článek s názvem „Život na Marsu ukončený kataklyzmem“, popisující strašlivou scénu, která se údajně odehrává na povrchu Marsu.

"Ponurý žlutý závoj zakryl ohromné ​​plochy marťanského povrchu," napsali britští vědci v Journal of the British Astronomical Association. Tvrdili, že tento závoj zcela zakryl povrchová označení identifikovaná slavným americkým astronomem Percivalem Lowellem jako síť kanálů postavených rasou inteligentních bytostí. Šíření žlutého mraku těsně následovalo po patách pozorovaného praskání jižního ledového čepu planety, což vedlo některé k závěru, že masivní zemětřesení, magnetické bouře nebo vulkanická aktivita nadobro zničily marťanskou společnost.

K jejich cti mnoho vědců odmítlo tuto teorii - a myšlenku, že Mars byl obýván - už v té době. Nakonec se Lowellovy závěry o kanálech Marsu ukázaly jako nepravdivé přímým pozorováním. Je však zajímavé poznamenat, že Percival Lowell je stále považován za jednoho ze zakladatelů a předních světel astronomie 20. století. Zdá se, že Mars má schopnost vyvolat pocit úžasu a možnosti i u těch vysoce kvalifikovaných vědeckých pozorovatelů.

Více nedávno získal plazmový fyzik John Brandenburg velkou pozornost pro jeho tvrzení, že termonukleární válka na Marsu zničila život na planetě před 180 miliony let. Brandenburg uvádí jako důkaz této jaderné katastrofy existenci radioaktivních prvků v marťanské půdě a atmosféře.

"Marťanský povrch je pokryt tenkou vrstvou radioaktivních látek, včetně uranu, thoria a radioaktivního draslíku," poznamenává. Brandenburg poukazuje na zvýšené hodnoty plynného xenonu-129 v marťanské atmosféře jako na nejdůležitější důkaz na podporu jeho teorie, protože xenon-129 je vzácná látka, která se obvykle vyskytuje ve spadu jaderných výbuchů.

Najednou Brandenburg věřil, že tyto jaderné výbuchy vznikly přirozenými procesy. Později však změnil názor a nyní věří, že jaderné zbraně byly použity během marťanské občanské války, která nakonec vedla k vyhynutí planety.

Většina vědců, kteří studovali marťanskou chemii, věří, že Xenon-129 v atmosféře planety byl vytvořen bombardováním kosmickým paprskem. Odmítají Brandenburský scénář jaderné války, který se stejně jako Lowellova teorie marťanských kanálů zdá být postaven na příliš malém množství důkazů a přílišných spekulací.

Předvídatelně bylo Braniborsko mnohými odmítnuto jako klika. Během dlouhé a úspěšné kariéry však pracoval pro několik vědeckých a vzdělávacích institucí a stejně jako Lowell je jeho vědecké pověření bezvadné.


Forma atomových jader

Když byl vesmír starý asi 3 minuty a jeho teplota klesla na asi 900 milionů K, mohly se protony a neutrony kombinovat. Při vyšších teplotách byla tato atomová jádra okamžitě odpálena interakcí s vysokoenergetickými fotony, a tak nemohla přežít. Ale při teplotách a hustotách dosažených mezi 3 a 4 minutami po začátku deuterium (proton a neutron) trvalo dost dlouho na to, aby srážky mohly něco z toho převést na helium ([odkaz]). Celý vesmír v podstatě jednal tak, jak to dnes dělají centra hvězd - spojil nové prvky s jednoduššími součástmi. Kromě toho by se také mohl vytvořit malý prvek 3, lithium.

Tento výbuch kosmické fúze však byl jen krátkou přestávkou. Do 4 minut po Velkém třesku se další hélium mělo problém s formováním. Vesmír se stále rozšiřoval a ochlazoval. Po vzniku helia a určitého množství lithia teplota poklesla tak nízko, že nemohlo dojít k fúzi jader helia do stále těžších prvků. Během prvních několika minut se nemohly vytvořit žádné prvky kromě lithia. Tím 4minutovým obdobím byl konec doby, kdy byl celý vesmír fúzní továrnou. V chladném vesmíru, který dnes známe, je fúze nových prvků omezena na centra hvězd a výbuchy supernov.

Skutečnost, že model velkého třesku umožňuje vytvoření velkého množství helia, je odpovědí na dlouholetou záhadu v astronomii. Zjednodušeně řečeno, ve vesmíru je prostě příliš mnoho helia, než aby se to dalo vysvětlit tím, co se děje uvnitř hvězd. Všechny generace hvězd, které vyráběly hélium od Velkého třesku, nemohou odpovídat za množství hélia, které pozorujeme. Navíc i nejstarší hvězdy a nejvzdálenější galaxie vykazují značné množství helia. Tato pozorování nacházejí přirozené vysvětlení při syntéze helia samotným Velkým třeskem během prvních několika minut času. Odhadujeme to 10krát více hélia byl vyroben v prvních 4 minutách vesmíru než ve všech generacích hvězd během následujících 10 až 15 miliard let.


Potenciální stránky:

Ve sluneční soustavě existuje několik možných míst, která by mohla být vhodná pro terraformování. Vezměme si skutečnost, že kromě Země leží Venuše a Mars také v Obytné zóně Slunce & # 8217s (aka & # 8220 Zóna Zlatovláska & # 8221). Kvůli uprchlému skleníkovému efektu Venuše # 8217 a nedostatku magnetosféry na Marsu # 8217 jsou však jejich atmosféry buď příliš silné a horké, nebo příliš tenké a chladné, aby udržovaly život, jak ho známe. To by však mohlo být teoreticky změněno správným druhem ekologického inženýrství.

Další potenciální místa ve sluneční soustavě zahrnují některé měsíce, které obíhají kolem plynných gigantů. Několik měsíců Jupitera (tj. Na oběžné dráze Jupitera) a Cronianu (na oběžné dráze Saturnu) má velké množství vodního ledu a vědci spekulují, že pokud by se zvýšily povrchové teploty, bylo by možné vytvořit životaschopnou atmosféru elektrolýzou a zavedením vyrovnávacích plynů .

Umělecké pojetí terraformovaného Marsu. Uznání: Ittiz / Wikimedia Commons

Existují dokonce spekulace, že Merkur a Měsíc (nebo alespoň jejich části) by mohly být terraformovány, aby byly vhodné pro lidské osídlení. V těchto případech by terraformování vyžadovalo nejen změnu povrchu, ale možná i úpravu jejich rotace. Nakonec každý případ představuje svůj vlastní podíl na výhodách, výzvách a pravděpodobnosti úspěchu. Uvažujme je v pořadí podle vzdálenosti od Slunce.


Obsah

V roce 1784 publikoval britský astronom narozený v Německu William Herschel článek o svých pozorováních marťanské atmosféry ve Filozofických transakcích a zaznamenal příležitostný pohyb jasnější oblasti na Marsu, který připisoval mrakům a výparům. [22] [23] V roce 1809 francouzský astronom Honoré Flaugergues napsal o svém pozorování „žlutých mraků“ na Marsu, které pravděpodobně budou událostmi prachových bouří.[22] V roce 1864 William Rutter Dawes poznamenal, že „rudý odstín planety nevyplývá z žádných zvláštností její atmosféry, zdá se, že to plně dokazuje skutečnost, že zarudnutí je vždy nejhlubší v blízkosti centra, kde je atmosféra nejtenčí. “ [24] Spektroskopická pozorování v 60. a 70. letech 18. století [25] vedla mnoho lidí k názoru, že atmosféra Marsu je podobná atmosféře Země. V roce 1894 však spektrální analýza a další kvalitativní pozorování Williama Wallace Campbella naznačují, že Mars v mnoha ohledech připomíná Měsíc, který nemá žádnou znatelnou atmosféru. [25] V roce 1926 umožnila fotografická pozorování Williama Hammonda Wrighta na Lick Observatory Donaldu Howardovi Menzelovi objevit kvantitativní důkazy o atmosféře Marsu. [26] [27]

Díky lepšímu porozumění optickým vlastnostem atmosférických plynů a pokroku v technologii spektrometrů začali vědci měřit složení marťanské atmosféry v polovině 20. století. Lewis David Kaplan a jeho tým detekovali signály vodní páry a oxidu uhličitého ve spektrogramu Marsu v roce 1964 [28] a také oxidu uhelnatého v roce 1969. [29] V roce 1965 měření provedená během průletu Marinera 4 potvrdila, že Marťanská atmosféra je tvořena převážně oxidem uhličitým a povrchový tlak je přibližně 400 až 700 Pa. [30] Poté, co bylo známo složení marťanské atmosféry, začal na Zemi astrobiologický výzkum s cílem určit životaschopnost života na Marsu. Pro tento účel byly vyvinuty kontejnery, které simulovaly podmínky prostředí na Marsu, zvané „nádoby na Mars“. [31]

V roce 1976 poskytli dva přistávači vikingského programu vůbec první in situ měření složení marťanské atmosféry. Dalším cílem mise bylo vyšetřování důkazů o minulém nebo současném životě na Marsu (viz biologické experimenty s vikingskými landery). [32] Od té doby bylo na Mars vysláno mnoho orbiterů a landerů, aby změřili různé vlastnosti marťanské atmosféry, jako je koncentrace stopových plynů a izotopové poměry. Teleskopická pozorování a analýza marťanských meteoritů navíc poskytují nezávislé zdroje informací k ověření nálezů. Snímky a měření provedená touto kosmickou lodí výrazně zlepšují naše chápání atmosférických procesů mimo Zemi. Rover Zvědavost a přistávací modul Porozumění stále operují na povrchu Marsu, aby prováděli experimenty a hlásili místní denní počasí. [33] [34] Rover Vytrvalost a vrtulník Vynalézavost, který vytvořil program Mars 2020, přistál v únoru 2021. Rover Rosalind Franklin je naplánováno na spuštění v roce 2022.

Oxid uhličitý Upravit

CO2 je hlavní složkou marťanské atmosféry a atmosféry. Má průměrný objemový poměr 94,9%. [3] V zimních polárních oblastech může být povrchová teplota nižší než bod mrazu CO2. CO2 plyn v atmosféře může kondenzovat na povrchu a tvořit 1–2 m silný suchý led. [4] V létě může polární čepička suchého ledu podstoupit sublimaci a uvolnit CO2 zpět do atmosféry. Ve výsledku lze na Marsu pozorovat významnou roční variabilitu atmosférického tlaku (≈ 25%) a složení atmosféry. [35] Proces kondenzace lze aproximovat vztahem Clausius-Clapeyron pro CO2. [36] [4]

I přes vysokou koncentraci CO2 v marťanské atmosféře je skleníkový efekt na Marsu relativně slabý (asi 5 ° C) kvůli nízké koncentraci vodní páry a nízkému atmosférickému tlaku. Zatímco vodní pára v zemské atmosféře má největší podíl na skleníkovém efektu na moderní Zemi, v marťanské atmosféře je přítomna pouze ve velmi nízké koncentraci. Navíc při nízkém atmosférickém tlaku nemohou skleníkové plyny účinně absorbovat infračervené záření, protože účinek rozšiřování tlaku je slabý. [37] [38]

V přítomnosti slunečního UV záření (, fotony s vlnovou délkou kratší než 225 nm), CO2 v marťanské atmosféře lze fotolyzovat pomocí následující reakce:

CO
2 + hν (λ & lt 225 nm) ⟶ CO + O

Pokud nedochází k chemické výrobě CO2, všechny CO2 za současné marťanské atmosféry by byla odstraněna fotolýzou asi za 3 500 let. [4] Hydroxylové radikály (OH) produkované fotolýzou vodní páry spolu s dalšími zvláštními druhy vodíku (např. H, HO2), může převádět oxid uhelnatý (CO) zpět na CO2. Reakční cyklus lze popsat jako: [39] [40]

Míchání také hraje roli při regeneraci CO2 přivedením O, CO a O2 v horní atmosféře dolů. [4] Rovnováha mezi fotolýzou a produkcí redoxu udržuje průměrnou koncentraci CO2 stabilní v moderní marťanské atmosféře.

CO2 ledové mraky se mohou tvořit v zimních polárních oblastech a ve velmi vysoké nadmořské výšce (> 50 km) v tropických oblastech, kde je teplota vzduchu nižší než bod mrazu CO2. [2] [41] [42]

Dusík Upravit

N2 je druhým nejhojnějším plynem v marťanské atmosféře. Má průměrný objemový poměr 2,6%. [3] Různá měření ukázala, že marťanská atmosféra je obohacena o 15 N. [43] [44] Obohacování těžkého izotopu dusíku je pravděpodobně způsobeno hromadně selektivními únikovými procesy. [45]

Argon Upravit

Argon je třetí nejhojnější plyn v marťanské atmosféře. Má průměrný objemový poměr 1,9%. [3] Pokud jde o stabilní izotopy, Mars je obohacen o 38 Ar vzhledem k 36 Ar, ​​což lze připsat hydrodynamickému úniku.

Jeden z Argonových izotopů, 40 Ar, je produkován z radioaktivního rozpadu 40 K. Naproti tomu 36 Ar je prvotní: Byl přítomen v atmosféře po vzniku Marsu. Pozorování naznačují, že Mars je obohacen o 40 Ar ve srovnání s 36 Ar, ​​což nelze přičíst procesům hromadné selektivní ztráty. [48] ​​Možným vysvětlením obohacení je, že významné množství prvotní atmosféry, včetně 36 Ar, ​​bylo ztraceno erozí nárazem v rané historii Marsu, zatímco 40 Ar bylo emitováno do atmosféry po dopadu. [48] ​​[4]

Kyslík a ozon Upravit

Odhadovaný průměrný objemový poměr molekulárního kyslíku (O2) v marťanské atmosféře je 0,174%. [3] Je to jeden z produktů fotolýzy CO2, vodní pára a ozon (O3). Může reagovat s atomovým kyslíkem (O) a znovu vytvořit ozon (O3). V roce 2010 Herschelova vesmírná observatoř detekovala molekulární kyslík v marťanské atmosféře. [49]

Atomový kyslík se vyrábí fotolýzou CO2 v horní atmosféře a může uniknout z atmosféry disociativní rekombinací nebo iontovým vyzvednutím. Na začátku roku 2016 Stratosférická observatoř pro infračervenou astronomii (SOFIA) detekovala atomový kyslík v atmosféře Marsu, který nebyl nalezen od mise Vikingů a Marinerů v 70. letech. [50]

V roce 2019 vědci z NASA pracující na misi Curiosity rover, kteří provádějí měření plynu, zjistili, že množství kyslíku v marťanské atmosféře vzrostlo na jaře a v létě o 30%. [51]

Podobně jako stratosférický ozon v zemské atmosféře může být ozon přítomný v marťanské atmosféře zničen katalytickými cykly zahrnujícími zvláštní druhy vodíku:

Vzhledem k tomu, že voda je důležitým zdrojem těchto zvláštních druhů vodíku, je v oblastech s nižším obsahem vodních par obvykle pozorováno vyšší množství ozonu. [52] Měření ukázala, že celkový sloupec ozonu může dosáhnout 2–30 μm-atm kolem pólů v zimě a na jaře, kde je vzduch studený a má nízký poměr nasycení vodou. [53] Skutečné reakce mezi ozonem a lichými druhy vodíku mohou být dále komplikovány heterogenními reakcemi, které probíhají v oblacích vody a ledu. [54]

Předpokládá se, že vertikální distribuce a sezónnost ozonu v marťanské atmosféře je dána komplexními interakcemi mezi chemií a transportem vzduchu bohatého na kyslík ze sluncem šířených šířek k pólům. [55] [56] UV / IR spektrometr je zapnutý Mars Express (SPICAM) prokázal přítomnost dvou odlišných ozonových vrstev v nízkých až středních zeměpisných šířkách. Patří mezi ně přetrvávající vrstva blízká povrchu pod nadmořskou výškou 30 km, samostatná vrstva, která se vyskytuje pouze na severním jaře a v létě s nadmořskou výškou od 30 do 60 km, a další samostatná vrstva, která existuje 40–60 km nad jižní pól v zimě, bez protějšku nad severním pólem Marsu. [57] Tato třetí ozonová vrstva vykazuje náhlý pokles nadmořské výšky mezi 75 a 50 stupni na jih. SPICAM detekoval postupné zvyšování koncentrace ozonu na 50 km až do zimního období, poté pomalu klesal na velmi nízké koncentrace, přičemž nad 35 km nebyla detekovatelná žádná vrstva. [55]

Vodní pára Upravit

Vodní pára je stopový plyn v marťanské atmosféře a má obrovskou prostorovou, denní a sezónní variabilitu. [58] [59] Měření provedená Vikingským orbiterem na konci 70. let naznačovala, že celková celková hmotnost vodní páry odpovídá asi 1 až 2 km 3 ledu. [60] Novější měření podle Mars Express orbiter ukázal, že globálně ročně zprůměrované množství vodních par v koloně je asi 10–20 srážecích mikronů (pr. μm). [61] [62] Maximální množství vodní páry (50–70 pr. Μm) se v severních polárních oblastech nachází počátkem léta kvůli sublimaci vodního ledu v polárním uzávěru. [61]

Na rozdíl od zemské atmosféry nemohou v marťanské atmosféře mraky kapaliny a vody existovat, je to kvůli nízkému atmosférickému tlaku. Kamery sledovaly cirrusové vodní ledové mraky Příležitost rover a Phoenix přistávací modul. [63] [64] Měření provedená Phoenix lander ukázal, že mraky ledu s vodou se mohou v noci tvořit na vrcholu planetární mezní vrstvy a srážet se zpět na povrch jako ledové krystaly v severní polární oblasti. [59] [65]

Upravit prach

Při dostatečně silném větru (> 30 ms −1) mohou být částice prachu mobilizovány a zvedány z povrchu do atmosféry. [2] [4] Některé částice prachu mohou být suspendovány v atmosféře a cestovat cirkulací, než spadnou zpět na zem. [13] Částice prachu mohou tlumit sluneční záření a interagovat s infračerveným zářením, což může vést k významnému radiačnímu účinku na Mars. Měření orbiteru naznačují, že celosvětově průměrovaná optická hloubka prachu má úroveň pozadí 0,15 a vrcholí v sezóně perihelionu (jižní jaro a léto). [66] Místní množství prachu se velmi liší podle ročních období a let. [66] [67] Během globálních prachových událostí mohou povrchová aktiva Marsu pozorovat optickou hloubku přesahující 4. [68] [69] Povrchová měření také ukázala, že efektivní poloměr prachových částic se pohybuje v rozmezí od 0,6 μm do 2 μm a má značnou sezónnost . [69] [70] [71]

Prach má nerovnoměrné vertikální rozložení na Marsu. Kromě planetární mezní vrstvy zvuková data ukázala, že ve vyšší nadmořské výšce (např. 15–30 km nad povrchem) existují další vrcholy poměru míchání prachu. [72] [73] [13]

Upravit metan

Jako sopečný a biogenní druh je metan zajímavý pro geology a astrobiology. [20] Metan je však chemicky nestabilní v oxidační atmosféře s UV zářením. Životnost metanu v marťanské atmosféře je asi 400 let. [74] Detekce metanu v planetární atmosféře může naznačovat přítomnost nedávných geologických aktivit nebo živých organismů. [20] [75] [76] [74] Od roku 2004 byla v různých misích a observačních studiích hlášena stopová množství metanu (v rozmezí od 60 ppb do meze detekce (<0,05 ppb)). [77] [78] [79] [80] [81] [82] [83] [84] [85] [15] Zdroj metanu na Marsu a vysvětlení enormního rozporu ve sledovaných koncentracích metanu stále přetrvávají v aktivní debatě. [21] [20] [74]

Další informace najdete také v části „Detekce metanu v atmosféře“.

Oxid siřičitý Upravit

Oxid siřičitý (SO2) v atmosféře by byl indikátorem současné vulkanické aktivity. Stala se obzvláště zajímavou kvůli dlouhodobé kontroverzi metanu na Marsu. Pokud byly sopky aktivní v nedávné historii Marsu, dalo by se očekávat, že najdou SO2 společně s metanem v současné marťanské atmosféře. [86] [87] Žádné SO2 byl detekován v atmosféře s horní mezí citlivosti nastavenou na 0,2 ppb. [88] [89] Avšak tým vedený vědci z NASA Goddard Space Flight Center hlásil detekci SO2 ve vzorcích půdy Rocknest analyzovaných Zvědavost rover v březnu 2013. [90]

Ostatní stopové plyny Upravit

Oxid uhelnatý (CO) se vyrábí fotolýzou CO2 a rychle reaguje s oxidanty v marťanské atmosféře za vzniku CO2. Odhadovaný průměrný objemový poměr CO v marťanské atmosféře je 0,0747%. [3]

Vzácné plyny, jiné než helium a argon, jsou přítomny ve stopových úrovních (≈10 - [ je zapotřebí objasnění ] 0,01 ppmv) v marťanské atmosféře. Koncentrace helia, neonu, kryptonu a xenonu v marťanské atmosféře byla měřena různými misemi. [91] [92] [93] [94] Izotopové poměry vzácných plynů odhalují informace o raných geologických aktivitách na Marsu a vývoji jeho atmosféry. [91] [94] [95]

Molekulární vodík (H.2) je produkován reakcí mezi lichými druhy vodíku ve střední atmosféře. Může být dodán do horní atmosféry smícháním nebo difúzí, slunečním zářením se rozložit na atomový vodík (H) a uniknout z marťanské atmosféry. [96] Fotochemické modelování odhadlo, že směšovací poměr H2 ve spodní atmosféře je asi 15 ± 5 ppmv. [96]

Vertikální teplotní struktura marťanské atmosféry se od atmosféry Země liší v mnoha ohledech. Informace o vertikální struktuře jsou obvykle odvozeny pomocí pozorování z tepelných infračervených sond, rádiového zákrytu, aerobraků, vstupních profilů přistávacích modulů. [97] [98] Atmosféru Marsu lze rozdělit do tří vrstev podle průměrného teplotního profilu:

  • Troposféra (≈0–40 km): Vrstva, kde se odehrává většina povětrnostních jevů (např. Konvekce a prachové bouře). Jeho dynamika je silně ovlivňována denním ohřevem povrchu a množstvím rozptýleného prachu. Mars má kvůli své slabší gravitaci vyšší výšku v měřítku 11,1 km než Země (8,5 km). [5] Teoretická suchá adiabatická rychlost zaniknutí Marsu je 4,3 ° C km −1, [99], ale naměřená průměrná rychlost zaniknutí je asi 2,5 ° C km −1, protože suspendované částice prachu absorbují sluneční záření a ohřívají vzduch. [2] Planetární mezní vrstva se může během dne rozšířit na více než 10 km. [2] [100] Denní teplotní rozsah blízkého povrchu je obrovský (60 ° C [99]) kvůli nízké tepelné setrvačnosti. Za prašných podmínek mohou suspendované částice prachu snížit povrchový denní teplotní rozsah pouze na 5 ° C. [101] Teplota nad 15 km je místo konvekce řízena radiačními procesy. [2] Mars je také vzácnou výjimkou z pravidla „0,1 bary tropopauzy“, která se vyskytuje v jiných atmosférách sluneční soustavy. [102]
  • Mezosféra (≈40–100 km): vrstva, která má nejnižší teplotu. CO2 v mezosféře působí jako chladicí prostředek účinným vyzařováním tepla do prostoru. Pozorování hvězdného zákrytu ukazují, že mezopauza Marsu se nachází přibližně na 100 km (úroveň přibližně 0,01 až 0,001 Pa) a má teplotu 100–120 K. [103] Teplota může být někdy nižší než bod mrazu CO2a detekce CO2 byly hlášeny ledové mraky na marťanské mezosféře. [41] [42]
  • Termosféra (≈100–230 km): Vrstva je řízena hlavně extrémním UV ohřevem. Teplota marťanské termosféry se zvyšuje s nadmořskou výškou a liší se podle ročního období. Denní teplota horní termosféry se pohybuje od 175 K (v aphelionu) do 240 K (v perihelionu) a může dosáhnout až 390 K [104] [105], ale stále je výrazně nižší než teplota zemské termosféry. Vyšší koncentrace CO2 v marťanské termosféře může vysvětlit část nesrovnalosti kvůli chladicím účinkům CO2 ve vysoké nadmořské výšce. Předpokládá se, že procesy aurorálního ohřevu nejsou v marťanské termosféře důležité kvůli absenci silného magnetického pole na Marsu, ale orbiter MAVEN detekoval několik událostí polární záře. [106] [107]

Mars nemá přetrvávající stratosféru kvůli nedostatku druhů absorbujících krátké vlny ve své střední atmosféře (např. Stratosférický ozon v zemské atmosféře a organický opar v atmosféře Jupitera) pro vytváření teplotní inverze. [108] Nad marťanským jižním pólem však byla pozorována sezónní ozonová vrstva a silná teplotní inverze ve střední atmosféře. [56] [109] Nadmořská výška turbopauzy Marsu se velmi liší od 60 do 140 km a variabilitu řídí CO2 hustota ve spodní termosféře. [110] Mars má také komplikovanou ionosféru, která interaguje s částicemi slunečního větru, extrémním UV zářením a rentgenovými paprsky ze Slunce a magnetickým polem jeho kůry. [111] [112] Exosféra Marsu začíná asi 230 km a postupně splývá s meziplanetárním prostorem. [2]

Dust devils Upravit

Prašní ďáblové jsou na Marsu běžní. [113] [13] Podobně jako jejich protějšky na Zemi se i prachoví ďáblové tvoří, když jsou konvekční víry poháněné silným povrchovým ohřevem nabité prachovými částicemi. [114] [115] Prachoví ďáblové na Marsu mají obvykle průměr desítek metrů a výšku několik kilometrů, což je mnohem více než ty, které byly pozorovány na Zemi. [2] [115] Studie stop prachových ďáblů ukázala, že většina marťanských prachových ďáblů se na jaře a v létě vyskytuje kolem 60 ° severní šířky a 60 ° jižní šířky. [113] Ročně zvednou z povrchu země do atmosféry asi 2,3 × 10 11 kg prachu, což je srovnatelné s příspěvkem místních a regionálních prachových bouří. [113]

Prachové bouře Upravit

Místní a regionální prachové bouře nejsou na Marsu vzácné. [13] [2] Místní bouře mají velikost asi 10 3 km 2 a výskyt asi 2 000 událostí za rok na Marsu, zatímco regionální bouře o velikosti 10 6 km 2 jsou často pozorovány na jaře a v létě na jihu. [2] V blízkosti polárního uzávěru mohou být prachové bouře někdy generovány frontálními aktivitami a extratropickými cyklóny. [116] [13]

Globální prachové bouře (plocha> 10 6 km 2) se vyskytují v průměru jednou za 3 bojové roky. [4] Pozorování ukázala, že větší prachové bouře jsou obvykle výsledkem sloučení menších prachových bouří, [10] [14], avšak mechanismus růstu bouře a role atmosférických zpětných vazeb stále nejsou dobře pochopeny. [14] [13] Ačkoli se má za to, že marťanský prach může být unášen do atmosféry podobnými procesy jako Země (např. Solením), je třeba ještě ověřit skutečné mechanismy a při modulaci emise prachu mohou hrát také elektrostatické nebo magnetické síly. .[13] Vědci uvedli, že největší zdroj prachu na Marsu pochází z formace Medusae Fossae. [117]

1. června 2018 vědci NASA zjistili známky prachové bouře (viz obrázek) na Marsu, která vyústila v konec solárního pohonu Příležitost mise roveru, protože prach blokoval sluneční světlo (viz obrázek) potřebné k provozu. Do 12. června byla bouře nejrozsáhlejší zaznamenaná na povrchu planety a trvala celou oblast o velikosti Severní Ameriky a Ruska dohromady (asi čtvrtina planety). Do 13. června, Příležitost rover začal mít vážné komunikační problémy kvůli prachové bouři. [118] [119] [120] [121] [122]

Tepelné přílivy Upravit

Solární ohřev na denní straně a radiační chlazení na noční straně planety mohou vyvolat tlakový rozdíl. [123] Tepelné vlny, které jsou cirkulací větru a vlnami poháněnými takovým denně se měnícím tlakovým polem, mohou vysvětlit velkou variabilitu marťanské atmosféry. [124] Ve srovnání s atmosférou Země mají tepelné přílivy větší vliv na marťanskou atmosféru z důvodu silnějšího denního teplotního kontrastu. [22] Povrchový tlak měřený rovery Marsu ukázal jasné signály přílivu a odlivu, i když variace závisí také na tvaru povrchu planety a množství rozptýleného prachu v atmosféře. [125] Atmosférické vlny mohou také cestovat vertikálně a ovlivňovat teplotu a obsah ledu ve střední atmosféře Marsu. [124]

Orografické mraky Upravit

Na Zemi pohoří někdy nutí vzduchovou hmotu stoupat a ochladit se. Výsledkem je nasycení vodní páry a během procesu zvedání se tvoří mraky. [126] Na Marsu orbity pozorovaly sezónně se opakující tvorbu obrovských mraků vody a ledu kolem strany 20 km vysokých sopek Arsia Mons po větru, což je pravděpodobně způsobeno stejným mechanismem. [127] [128]

Úprava povrchu větrem Upravit

Na Marsu téměř povrchový vítr nevyzařuje jen prach, ale také modifikuje geomorfologii Marsu ve velkém časovém měřítku. Ačkoli se předpokládalo, že atmosféra Marsu je příliš tenká pro mobilizaci písečných útvarů, pozorování provedená HiRSE ukázala, že migrace dun není na Marsu vzácná. [129] [130] [131] Globální průměrná míra migrace dun (2–120 m vysokých) je přibližně 0,5 metru za rok. [131] Model atmosférické cirkulace naznačuje, že opakované cykly větrné eroze a ukládání prachu mohou případně vést k čistému transportu půdních materiálů z nížin do hor v geologickém časovém měřítku. [4]

Předpokládá se, že hmotnost a složení marťanské atmosféry se v průběhu života planety změnily. K vysvětlení několika zjevných rysů dřívější historie Marsu, jako je existence kapalných vodních útvarů, je zapotřebí silnější, teplejší a vlhčí atmosféra. Pozorování marťanské horní atmosféry, měření izotopového složení a analýzy marťanských meteoritů poskytují důkazy o dlouhodobých změnách atmosféry a omezení relativní důležitosti různých procesů.

Atmosféra v rané historii Upravit

Obecně platí, že plyny nalezené na moderním Marsu jsou ochuzovány o lehčí stabilní izotopy, což naznačuje, že marťanská atmosféra se během své historie změnila některými hromadně vybranými procesy. Vědci se při rekonstrukci podmínek marťanské atmosféry v minulosti často spoléhají na tato měření složení izotopů. [140] [141] [142]

Zatímco Mars a Země mají podobné poměry 12 C / 13 C a 16 O / 18 O, 14 N je v marťanské atmosféře mnohem více vyčerpán. Předpokládá se, že fotochemické únikové procesy jsou odpovědné za izotopovou frakcionaci a způsobily významnou ztrátu dusíku v geologickém časovém měřítku. [4] Odhady naznačují, že počáteční parciální tlak N2 může být až 30 hPa. [44] [143]

Hydrodynamický únik v rané historii Marsu může vysvětlit izotopovou frakcionaci argonu a xenonu. Na moderním Marsu atmosféra neuniká tyto dva ušlechtilé plyny do vesmíru kvůli jejich těžší hmotnosti. Vyšší množství vodíku v marťanské atmosféře a vysoké toky extrémního UV záření z mladého Slunce však společně mohly vést k hydrodynamickému odtoku a odvádět tyto těžké plyny. [144] [145] [4] Hydrodynamický únik také přispěl ke ztrátě uhlíku a modely naznačují, že je možné ztratit 1 000 hPa (1 bar) CO2 hydrodynamickým únikem za jeden až deset milionů let pod mnohem silnějším slunečním extrémem UV na Marsu. [146] Nedávná pozorování provedená na oběžné dráze MAVEN mezitím naznačují, že únik rozprašováním je velmi důležitý pro únik těžkých plynů na noční straně Marsu a mohl přispět k 65% ztrátě argonu v historii Marsu. [147] [148] [141]

Atmosféra Marsu je obzvláště náchylná k erozi nárazu kvůli nízké únikové rychlosti Marsu. Časný počítačový model naznačoval, že Mars mohl do konce období pozdního těžkého bombardování ztratit 99% své původní atmosféry na základě hypotetického toku bombardování odhadovaného z hustoty měsíčního kráteru. [149] Z hlediska relativního množství uhlíku je poměr C / 84 Kr na Marsu pouze 10% poměru na Zemi a Venuše. Za předpokladu, že tři skalní planety mají stejný počáteční těkavý inventář, pak tento nízký poměr C / 84 Kr implikuje hmotnost CO2 v raně marťanské atmosféře měla být desetkrát vyšší než současná hodnota. [150] Obrovské obohacení radiogenním 40 Ar nad prvotním 36 Ar je také v souladu s teorií nárazové eroze. [4]

Jedním ze způsobů, jak odhadnout množství vody ztracené únikem vodíku v horních vrstvách atmosféry, je zkoumání obohacení deuteria o vodík. Studie založené na izotopech odhadují, že v historii Marsu bylo únikem vodíku do vesmíru ztraceno 12 až více než 30 metrů globální ekvivalentní vrstva vody. [151] Je třeba poznamenat, že přístup založený na atmosférickém úniku poskytuje pouze spodní hranici pro odhadovaný časný inventář vody. [4]

Abychom vysvětlili koexistenci kapalné vody a slabého mladého Slunce během rané historie Marsu, musel v marťanské atmosféře dojít k mnohem silnějšímu skleníkovému efektu, který zahřál povrch nad bodem mrazu vody. Carl Sagan nejprve navrhl, aby 1 bar H2 atmosféra může způsobit dostatečné oteplování Marsu. [152] Vodík lze vyrábět energickým odplyňováním z vysoce redukovaného raného marťanského pláště a přítomností CO2 a vodní pára může snížit požadované množství H2 k vytvoření takového skleníkového efektu. [153] Nicméně fotochemické modelování ukázalo, že udržování atmosféry s touto vysokou úrovní H2 je obtížné. [154] SO2 byl také jedním z navrhovaných účinných skleníkových plynů v rané historii Marsu. [155] [156] [157] Jiné studie však naznačují vysokou rozpustnost SO2, efektivní tvorba H2TAK4 aerosol a povrchová depozice zakazují dlouhodobou tvorbu SO2 v marťanské atmosféře, a tím snížit potenciální oteplovací účinek SO2. [4]

Atmosférický únik na moderním Marsu Edit

Navzdory nižší gravitaci není Jeansův únik v moderní marťanské atmosféře efektivní kvůli relativně nízké teplotě na exobázi (≈ 200 K ve výšce 200 km). Může to jen vysvětlit únik vodíku z Marsu. K vysvětlení pozorovaného úniku kyslíku, uhlíku a dusíku jsou zapotřebí další netermické procesy.

Únik vodíku Upravit

Molekulární vodík (H2) se vyrábí disociací H2O nebo jiné sloučeniny obsahující vodík ve spodní atmosféře a difundují do exosféry. Exosférický H2 pak se rozloží na atomy vodíku a atomy, které mají dostatečnou tepelnou energii, mohou uniknout z gravitace Marsu (Jeanův únik). Únik atomového vodíku je patrný z UV spektrometrů na různých orbiterech. [158] [159] Zatímco většina studií naznačuje, že únik vodíku je na Marsu téměř omezen difúzí, [160] [161] novější studie naznačují, že rychlost úniku je modulována prachovými bouřkami a má velkou sezónnost. [162] [163] [164] Odhadovaný únikový tok vodíku se pohybuje v rozmezí od 10 7 cm − 2 s −1 do 10 9 cm − 2 s −1. [163]

Unik uhlíku Upravit

Fotochemie CO2 a CO v ionosféře mohou produkovat CO2 ionty + a CO +:

Ion a elektron se mohou rekombinovat a produkovat elektronicky neutrální produkty. Produkty získávají extra kinetickou energii díky Coulombově přitažlivosti mezi ionty a elektrony. Tento proces se nazývá disociativní rekombinace. Disociativní rekombinace může produkovat atomy uhlíku, které cestují rychleji než úniková rychlost Marsu, a ti, kteří se pohybují nahoru, mohou poté uniknout z marťanské atmosféry:

UV fotolýza oxidu uhelnatého je dalším zásadním mechanismem pro únik uhlíku na Marsu: [165]

Mezi další potenciálně důležité mechanismy patří naprašovací únik CO2 a srážka uhlíku s rychlými atomy kyslíku. [4] Odhadovaný celkový únikový tok je asi 0,6 × 10 7 cm −2 s −1 až 2,2 × 10 7 cm −2 s −1 a silně závisí na sluneční aktivitě. [166] [4]

Únik dusíku Upravit

Stejně jako uhlík, disociační rekombinace N2 + je důležitý pro únik dusíku na Marsu. [167] [168] Kromě toho hrají důležitou roli také další fotochemický únikový mechanismus: [167] [169]

Rychlost úniku dusíku je velmi citlivá na hmotnost atomu a sluneční aktivitu. Celková odhadovaná úniková rychlost 14 N je 4,8 × 10 5 cm −2 s −1. [167]

Únik kyslíku Upravit

Disociativní rekombinace CO2 + a O.2 + (vyrobeno z CO2 + reakce také) může generovat atomy kyslíku, které cestují dostatečně rychle, aby unikly:

Pozorování však ukázala, že na marťanské exosféře není dostatek rychlých atomů kyslíku, jak předpovídal disociativní rekombinační mechanismus. [170] [148] Model odhady rychlosti úniku kyslíku naznačují, že může být více než 10krát nižší než rychlost úniku vodíku. [166] [171] Jako alternativní mechanismy pro únik kyslíku byly navrženy iontové naprašování a rozprašování, ale tento model naznačuje, že v současnosti jsou méně důležité než disociační rekombinace. [172]


Jaké jsou skutečné podmínky pro vytvoření atmosféry / ztrátu stávající atmosféry? - Astronomie

Evoluce: Mýtus o stvoření naší kultury

David Buckna
& copy 2021 David Buckna. Všechna práva vyhrazena.

„V Číně můžeme kritizovat Darwina, ale ne vládu. V Americe vy
může kritizovat vládu, ale ne Darwin. “
& mdash Čínský paleontolog
(Wall Street Journal, „The Church of Darwin“, Phillip Johnson, 16. srpna 1999.)

n 1999 Phillip Johnson, autor Darwin na zkoušku, řekl na CNN: "Myslím, že bychom měli hodně učit o evoluci. Ve skutečnosti si myslím, že bychom měli učit víc, než učitelé evoluční vědy chtějí, aby studenti věděli. Problém je v tom, co dostáváme, je filozofie, o které se tvrdí, že být vědeckým faktem, hodně zkreslení v učebnicích a všechny obtížné problémy vynechané, protože nechtějí, aby lidé kladli těžké otázky. “

Ale kolik se toho v následujících desítkách let skutečně změnilo ve vědeckých učebnách?

Následuje částečný seznam otázek, které by mohly být použity ke kritickému zkoumání a hodnocení evoluce. Dělali by dobré diskuse ve třídě iniciované učitelem nebo studentem nebo výzkumné úkoly.

Dr. Danny Faulkner, profesor astronomie a fyziky na univerzitě v Jižní Karolíně (Lancaster), uvedl: „Ptolemaiovský model (sluneční soustavy) stál 15 století, ale nakonec byl v 17. století odmítnut kvůli jeho obrovské složitosti Skutečným problémem tohoto modelu bylo to, že jste ho nemohli zfalšovat. Bez ohledu na to, jak nová data přicházejí, objevila se nová pozorování, vždy je můžete opravit pomocí opravy nových epicyklů nebo jiných efektů. “

„Za poslední tři desetiletí byl model velkého třesku ohromně změněn. Změnili rychlost expanze, tedy věk vesmíru. Vrhají temnou hmotu, temnou energii. Inflaci, .strunnou teorii. A začíná to vypadat čím dál více jako Ptolemaiovský model. Takže v jakém okamžiku se model Velkého třesku stane stejně nepraktickým jako Ptolemaiovský model, což způsobilo, že ho lidé odmítli? “ (nepublikovaný rozhovor, 15. května 2010)

Předpovídají retrográdní pohyby Venuše, Uranu a Pluta standardní teorie formování sluneční soustavy?

Oortův oblak teoretizoval nizozemský astronom Jan Oort v roce 1950, aby vysvětlil existenci komet krátkých dob. Byla od té doby přímo pozorována nějaká část postulovaného Oortova mraku?

Většina geologů věří, že diamanty vznikly hluboko pod zemským povrchem, před 1 až 3 miliardami let. Jak tito geologové vysvětlují přítomnost uhlíku-14 v řadě vzorků diamantů?

Předpokládají se všechny metody datování radioizotopy

a) zpočátku nebyl přítomen žádný produkt rozpadu, nebo že počáteční množství lze přesně odhadnout
b) rozpadový systém byl v průběhu let uzavřen vnějším vlivům
c) rychlost rozpadu byla v průběhu času konstantní.

Proč učebnice tvrdí, že experiment Miller-Urey z roku 1953 ukazuje, jak se mohly stavební bloky buňky vytvořit na rané Zemi, když opakované experimenty toto tvrzení nikdy neprokázaly?

Snahy o replikaci předpokládaných událostí počátku života vyprodukovaly trapně malá množství pouze některých požadovaných buněčných stavebních bloků (např. Stopová množství aminokyselin, cukrů), přičemž většinu směsi tvořil toxický dehet. Pokud výzkumník není přítomen, aby tyto sloučeniny s krátkou životností okamžitě odstranil a uchoval, pak tyto vedlejší reakce na bázi vody z nich vytvoří biochemický hash.

Aby toho nebylo málo, naše současné chápání podporuje ranou Zemi s oxidační (neredukující) atmosférou, což činí syntézu těchto buněčných sloučenin ještě nepravděpodobnější, protože kyslík by stopy rychle oxidoval, než budou mít šanci se „samoorganizovat“ .

A jak píše Frank Sherwin z ICR ve svém článku z roku 2009: „Pokud a kdy Venterův tým [J. Craig Venter Institute, Maryland] vytvoří umělý život, bude to jen produkt účelu a aplikované síly a inteligence. A jeho životní podoba bude téměř úplně zkopírován z již existujícího života v bakteriálních buňkách. “

Všechny buňky jsou závislé na ATP syntáze, nejmenším rotačním motoru na světě. Evolucionisté navrhli, že část z toho byla „znovu použita“ z helikázy, proteinu používaného k odvíjení DNA. Ale helikáza nemůže být vyrobena a nemůže odvíjet DNA bez bohatého ATP, který ATP syntáza poskytuje. Jak se mohla ATP syntáza vyvinout z proteinu, který již ATP syntázu potřeboval?

Evolucionisté mohou tvrdit, že dostatek ATP bylo vyrobeno fosforylací na úrovni substrátu, kde bakterie produkují ATP bez ATP syntázy a bez kyslíku. I tyto bakterie však vyžadují ATP syntázu, aby vyrovnala svůj vnitřní obsah kyselin. Jak by se tedy mohla ATP syntáza vyvinout z jiného proteinu, když oba proteinové komplexy vyžadují ATP syntázu pro rovnováhu kyselin a zásad?

Francis Crick, spoluobjevitel struktury dvojité šroubovice DNA, napsal v roce 1988: „Biologové musí mít neustále na paměti, že to, co vidí, nebylo navrženo, ale spíše se vyvinulo.“ Na první stránce „The Blind Watchmaker“ (1986) Richard Dawkins píše: „Biologie je studium složitých věcí, které působí dojmem, že byly navrženy pro určitý účel“.

a) Pokud živé věci vypadají navržené - pokud empirické důkazy naznačují účel - jak potom evolucionisté vědí, že nebyly navrženy? b) Jaká jsou kritéria pro „zjevný“ design?

29. září 2009 byl Richard Dawkins hostem v The CBC's The Hour. (Podívejte se na rozhovor zde.) Hostitel George Stroumboulopoulos se zeptal Dawkinse: „Co je jediné věci, o které můžete říci, že definitivně dokazuje, že evoluce je skutečnost?“

Dawkinsova odpověď: "Molekulárně porovnáváme geny napříč všemi zvířaty a rostlinami. Padá to na přesném hierarchickém vzoru, který je samozřejmě nejlépe interpretován jako rodokmen, a to se stává možným - stává se kvantitativně možným - protože všichni živí tvorové mají stejný genetický kód, což znamená, že máte doslova hromady a hromady textových informací, stejně jako knihu, v každé buňce každého těla, každého tvora a každé rostliny na světě. “

Tak. důkaz vysoce strukturovaných textových informací srovnatelných s knihami nebyl zapojen nějaký inteligentní design?

Henry M. Morris napsal: „Řada evolucionistů dokonce tvrdila, že samotná DNA je důkazem evoluce, protože je společná pro všechny organismy. Častěji se používá argument, že podobné struktury DNA ve dvou různých organismech dokazují společného evolučního původu.“

„Žádný argument není platný. Neexistuje žádný důvod, proč by Stvořitel nemohl nebo nepoužil stejný typ genetického kódu založeného na DNA pro všechny Jeho vytvořené formy života. To je důkaz inteligentního designu a stvoření, nikoli evoluce.“

Pokud jde o vertikální evoluci (evoluci vytvářející informace), existuje příklad genetické mutace nebo evolučního procesu, u kterého lze vidět, že zvyšuje informace v genomu?

John Sanford píše v „Genetická entropie a tajemství genomu“: „Bergman (2004) studoval téma prospěšných mutací. Mimo jiné provedl jednoduché literární rešerše prostřednictvím Biologických abstraktů a Medline. Nalezl 453 732„ mutací “ zásahů, ale mezi nimi pouze 186 zmínilo slovo „prospěšné“ (asi 4 z 10 000). Když bylo přezkoumáno těchto 186 odkazů, téměř všechny předpokládané „prospěšné mutace“ byly prospěšné pouze ve velmi úzkém smyslu - ale každá mutace se důsledně účastnila ztráta změn funkcí - tedy ztráta informací. I když je téměř všeobecně přijímáno, že musí dojít k prospěšným mutacím (vytvářejícím informace), zdá se, že tato víra vychází spíše z nekritického přijetí RM / NS než ze skutečných důkazů. bezpochyby existují prospěšné mutace, o čemž svědčí rychlá adaptace, přesto zpochybňuji skutečnost, že vytvářejí smysluplné informace v genomu místo toho, aby degradovaly již existující informace v genomu. “ (str. 26–27)

Evolucionisté tvrdí, že mutace, migrace, genetický drift a přirozený výběr způsobily nové formy života. Proč je tedy tak málo příkladů - pokud vůbec existují - mutací vytvářejících zcela nové orgány?

Někteří evolucionisté poukazují na studii (2008) italských ještěrek (Podarcis sicula).Z abstraktu: „Zde ukážeme, jak ještěrky po experimentálním zavedení do nového prostředí rychle vyvinuly rozdíly v morfologii hlavy, síle kousnutí a struktuře trávicího traktu.“ Studie zmiňuje cékové chlopně - svaly mezi tlustým a tenkým střevem - které „zpomalují průchod potravy a zajišťují fermentační komory, což umožňuje komensálním mikroorganismům přeměnit celulózu na těkavé mastné kyseliny“. (A. Herrel a kol., „Rychlá rozsáhlá evoluční divergence v morfologii a výkonnosti spojená s využíváním jiného zdroje potravy,“ Proceedings of the National Academy of Sciences USA 105 (12) (2008): 4792-4795.)

Anatomista David Menton si ale všiml, že původní ještěrky mají schopnost trávit rostlinný materiál, jen pro 95% své stravy prostě upřednostňovaly hmyz. Menton dodal: „„ Nová “svalová chlopně, kterou našli mezi tenkým a tlustým střevem, je pouze zvětšením svalů, které se v tomto okamžiku již nacházejí ve střevní stěně.“ Posun v dostupném jídle nebyl zdaleka skutečnou novou funkcí, ale umožnil ještěrkám s většími svaly v okamžiku, kdy byly úspěšnější při krmení a reprodukci.

„Rychle se vyvíjející“ cekální chlopně jsou možná jen přirozeným výběrem, který působí na již existující genetickou informaci a pomáhá populaci přizpůsobit se svému okolí.


10 věcí, které potřebujete vědět o naší domovské planetě

Měření

Pokud by Slunce bylo vysoké jako typické přední dveře, měla by Země velikost niklu.

Třetí skála

Země obíhá kolem našeho Slunce, hvězdy. Země je třetí planeta od Slunce ve vzdálenosti asi 150 milionů km.

Jak se svět otočí

Den na Zemi je 24 hodin. Země provede úplnou oběžnou dráhu kolem Slunce (rok v pozemském čase) za přibližně 365 dní.

Jsme na tom

Země je skalnatá planeta s pevným a dynamickým povrchem hor, kaňonů, plání a dalších. Většina naší planety je pokryta vodou.

Dýchej zlehka

Atmosféra Země & # 39s je 78 procent dusíku, 21 procent kyslíku a 1 procenta dalších složek & perfektní rovnováhu pro dýchání a život.

Náš Kosmický Společník

Ringless

Orbitální věda

Mnoho kosmických lodí na oběžné dráze studuje Zemi jako celek a pozoruje atmosféru, oceán, ledovce a pevnou Zemi.

Domov sladký domov

Země je ideálním místem pro život, jak ho známe.

Ochranný štít

Naše atmosféra nás chrání před přicházejícími meteoroidy, z nichž většina se v naší atmosféře rozpadá, než mohou zasáhnout povrch.


Astronomická pozorování Galileo

Není jisté, kdo jako první přijal myšlenku kombinovat dva nebo více skleněných kusů, aby vytvořil nástroj, který zvětšuje obrazy vzdálených předmětů, a tím se jeví bližší. První takové „dalekohledy“ (nyní zvané dalekohledy), které upoutaly velkou pozornost, vytvořil v roce 1608 nizozemský výrobce brýlí Hans Lippershey (1570–1619). Galileo o objevu slyšel a aniž by kdy viděl sestavený dalekohled, zkonstruoval jeden svůj se zvětšením o třech výkonech (3 ×), díky čemuž se vzdálené objekty objevily třikrát blíž a větší ([odkaz] Viz obrázek 5).

Obrázek 5. Dalekohled má dřevěnou trubici pokrytou papírem a čočku o průměru 26 milimetrů.

25. srpna 1609 předvedl Galileo vládním úředníkům městského státu Benátky dalekohled se zvětšením 9 ×. Zvětšením 9 × máme na mysli lineární rozměry sledovaných objektů, které se objevily devětkrát větší, nebo se objekty objevily devětkrát blíže, než ve skutečnosti byly. Se zařízením pro vidění vzdálených objektů byly spojeny zjevné vojenské výhody. Podle jeho vynálezu se Galileův plat téměř zdvojnásobil a bylo mu uděleno doživotní působení ve funkci profesora. (Jeho kolegové z univerzity byli pobouření, zejména proto, že vynález nebyl ani originální.)

Jiní používali dalekohled před Galileem k pozorování věcí na Zemi. Ale v záblesku vhledu, který změnil historii astronomie, si Galileo uvědomil, že může obrátit sílu dalekohledu k nebi. Než Galileo použil svůj dalekohled pro astronomická pozorování, musel vymyslet stabilní držák a vylepšit optiku. Zvětšil zvětšení na 30 ×. Galileo také potřeboval získat důvěru v dalekohled.

V té době byly lidské oči považovány za konečného arbitra pravdy o velikosti, tvaru a barvě. Bylo známo, že čočky, zrcadla a hranoly zkreslují vzdálené obrazy jejich zvětšením, zmenšením nebo převrácením nebo rozšířením světla do spektra (duha barev). Galileo provedl opakované experimenty, aby se přesvědčil, že to, co viděl dalekohledem, je totožné s tím, co viděl zblízka. Teprve potom mohl začít věřit, že zázračné jevy, které dalekohled odhalil v nebi, jsou skutečné.

Galileo zahájil svou astronomickou práci koncem roku 1609 a zjistil, že jeho dalekohledem bylo vidět mnoho hvězd příliš slabých na to, aby je bylo možné vidět pouhým okem. Zejména zjistil, že některé mlhavé stíny se rozpadly na mnoho hvězd a že Mléčnou dráhu - pás bělosti přes noční oblohu - také tvořilo množství jednotlivých hvězd.

Když Galileo prozkoumával planety, našel čtyři měsíce otáčející se kolem Jupiteru v časech od necelých 2 dnů do přibližně 17 dnů. Tento objev byl obzvláště důležitý, protože ukázal, že ne všechno se musí točit kolem Země. Dále se ukázalo, že by mohla existovat centra pohybu, která jsou sama v pohybu. Obránci geocentrického pohledu tvrdili, že pokud by byla Země v pohybu, pak by Měsíc zůstal pozadu, protože by sotva mohl držet krok s rychle se pohybující planetou. Přesto tady přesně to dělaly měsíce Jupitera. (Aby NASA tento objev uznala a ocenila jeho práci, pojmenovala kosmickou loď, která prozkoumala systém Jupiter, Galileo.)

Pomocí svého dalekohledu mohl Galileo provést test Koperníkovy teorie zmíněné výše, založený na fázích Venuše. Během několika měsíců zjistil, že Venuše prochází fázemi jako Měsíc, což ukazuje, že se musí točit kolem Slunce, takže v různých časech vidíme různé části jeho strany denního světla ([odkaz] Viz obrázek 3.) Tato pozorování nemohl být smířen s Ptolemaiově modelem, ve kterém Venuše kroužila kolem Země. V Ptolemaiově modelu mohla Venus také ukázat fáze, ale byly to nesprávné fáze ve špatném pořadí podle toho, co pozoroval Galileo.

Galileo také pozoroval Měsíc a viděl krátery, pohoří, údolí a ploché tmavé oblasti, o kterých si myslel, že by mohly být vodou. Tyto objevy ukázaly, že Měsíc nemusí být tak nepodobný Zemi - což naznačuje, že i Země by mohla patřit do říše nebeských těles.

Po Galileově práci bylo stále obtížnější popřít Koperníkovu pohled a Země byla pomalu sesazena ze své centrální polohy ve vesmíru a dostalo se jí právoplatného místa jako jedné z planet navštěvujících Slunce. Zpočátku se však Galileo setkal s velkým odporem. Římskokatolická církev, která se stále vzpamatovávala z protestantské reformace, se snažila prosadit svou autoritu a rozhodla se udělat příklad Galileo. Musel vystoupit před inkvizicí, aby odpověděl na obvinění, že jeho práce byla kacířská, a nakonec byl odsouzen k domácímu vězení. Jeho knihy byly na seznamu zakázaných církví až do roku 1836, ačkoli v zemích, kde se římskokatolická církev méně houpala, byly široce čteny a diskutovány. Až v roce 1992 katolická církev veřejně přiznala, že se dopustila pochybení v otázce cenzury Galileových myšlenek.

Nové myšlenky Koperníka a Galilei začaly revoluci v našem pojetí vesmíru. Nakonec se ukázalo, že vesmír je obrovské místo a že role Země v něm je relativně nedůležitá. Myšlenka, že se Země pohybuje kolem Slunce jako ostatní planety, zvýšila možnost, že by mohly být samy světy, snad dokonce podporovat život. Jak byla Země degradována ze své polohy ve středu vesmíru, byla také lidstvo. Vesmír se navzdory tomu, co si můžeme přát, netočí kolem nás.

Většina z nás dnes tyto věci považuje za samozřejmost, ale před čtyřmi stoletími byly takové koncepty pro některé děsivé a kacířské, pro jiné nesmírně podnětné. Průkopníci renesance zahájili evropský svět na cestě k vědě a technologii, kterou šlapeme dodnes. Pro ně byla příroda racionální a nakonec poznatelná a experimenty a pozorování poskytly prostředky k odhalení jejích tajemství.

Maximálně kdykoli v noci a v každém ročním období můžete na obloze spatřit jednu nebo více jasných planet. Všech pět planet známých starověku - Merkur, Venuše, Mars, Jupiter a Saturn - je výraznější než kterákoli jiná než nejjasnější hvězdy a lze je vidět i z měst, pokud víte, kam a kdy hledat. Jedním ze způsobů, jak poznat planety od jasných hvězd, je to, že planety méně blikají.

Venuše, která z naší perspektivy zůstává blízko Slunce, se před západem slunce jeví jako „večerní hvězda“ na západě nebo jako „ranní hvězda“ na východě. Je to nejjasnější objekt na obloze po Slunci a Měsíci. Daleko zastíní jakoukoli skutečnou hvězdu a za nejpříznivějších okolností může dokonce vrhat viditelný stín. Někteří mladí vojenští rekruti se pokusili sestřelit Venuši jako blížící se nepřátelské plavidlo nebo UFO.

Mars se svou výraznou červenou barvou může být téměř stejně jasný jako Venuše, když je blízko Země, ale obvykle zůstává mnohem méně nápadný. Jupiter je nejčastěji druhá nejjasnější planeta, která se svými jasy přibližně vyrovná nejjasnějším hvězdám. Saturn je tlumenější a jeho jas se značně liší, v závislosti na tom, zda jsou jeho velké prstence vidět téměř na okraji (slabé) nebo více otevřené (světlé).

Merkur je docela jasný, ale jen málokdo si ho všimne, protože se nikdy nepohybuje příliš daleko od Slunce (na obloze není nikdy více než 28 °) a je vždy viditelný proti jasnému soumraku.

Věrné svému jménu planety „putují“ na pozadí „stálých“ hvězd. I když jsou jejich zdánlivé pohyby složité, odrážejí základní pořadí, na kterém byl založen heliocentrický model sluneční soustavy, jak je popsán v této kapitole. Pozice planet jsou často uvedeny v novinách (někdy na stránce počasí) a jasné mapy a průvodce jejich umístěním najdete každý měsíc v časopisech jako Sky & amp Telescope a Astronomie (k dispozici ve většině knihoven a online). Existuje také řada počítačových programů a aplikací pro telefony a tablety, které vám umožňují každou noc zobrazit, kde jsou planety.

Nicolaus Copernicus ve své knize představil heliocentrickou kosmologii renesanční Evropě De Revolutionibus. I když si zachoval aristotelovskou představu o rovnoměrném kruhovém pohybu, navrhl Copernicus, že Země je planeta a že planety obíhají kolem Slunce a sesazují Zemi z její polohy ve středu vesmíru. Galileo byl otcem moderní experimentální fyziky i teleskopické astronomie. Studoval zrychlení pohybujících se objektů a v roce 1610 zahájil teleskopická pozorování, kde objevil povahu Mléčné dráhy, rozsáhlé rysy Měsíce, fáze Venuše a čtyři měsíce Jupitera. Přestože byl Galileo obviněn z kacířství za podporu heliocentrické kosmologie, připisují se mu pozorování a brilantní spisy, které přesvědčily většinu jeho vědeckých současníků o realitě Copernicanovy teorie.


Podívejte se na video: Vrstvy atmosféry (Listopad 2022).