ДИССИПАЦИЯ АТМОСФЕР

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)