ატმოსფერული გაქცევა

ცოდნა სინათლეა - Knowledge is light - Знание свет -                                             ატმოსფერული გაქცევა

ჯინსის გაქცევის ვიზუალიზაცია. ტემპერატურა განსაზღვრავს მოლეკულური ენერგიის დიაპაზონს. ეგზობაზის ზემოთ საკმარისი ენერგიის მქონე მოლეკულები გარბიან, ხოლო ქვედა ატმოსფეროში მოლეკულები სხვა მოლეკულებთან შეჯახების შედეგად ხვდებიან ხაფანგში.

ატმოსფერული გაქცევა არის პლანეტის ატმოსფერული აირების კოსმოსში დაკარგვა . ატმოსფერული გაქცევისთვის შეიძლება მრავალი სხვადასხვა მექანიზმი იყოს პასუხისმგებელი; ეს პროცესები შეიძლება დაიყოს თერმულ გაქცევად, არათერმულ (ან სუპრათერმულ) გაქცევად და დარტყმით გამოწვეულ ეროზიად. თითოეული დაკარგვის პროცესის ფარდობითი მნიშვნელობა დამოკიდებულია პლანეტის გაქცევის სიჩქარეზე , მისი ატმოსფეროს შემადგენლობაზე და მის დაშორებაზე მისი ვარსკვლავიდან. გაქცევა ხდება მაშინ, როდესაც მოლეკულური კინეტიკური ენერგია აჭარბებს გრავიტაციულ ენერგიას ; სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, მოლეკულას შეუძლია გაქცევა, როდესაც ის მოძრაობს მისი პლანეტის გაქცევის სიჩქარეზე სწრაფად. ეგზოპლანეტებში ატმოსფერული გაქცევის სიჩქარის კატეგორიზაცია აუცილებელია იმის დასადგენად, შენარჩუნებულია თუ არა ატმოსფერო და შესაბამისად, ეგზოპლანეტის საცხოვრებლად ვარგისიანობისა და სიცოცხლის ალბათობის დასადგენად.

თერმული გაქცევის მექანიზმები

თერმული გაქცევა ხდება, თუ თერმული ენერგიის გამო მოლეკულური სიჩქარე საკმარისად მაღალია. თერმული გაქცევა ხდება ყველა მასშტაბით, მოლეკულური დონიდან (ჯინსის გაქცევა) ატმოსფერული მასიური გადინების (ჰიდროდინამიკური გაქცევა) ჩათვლით.

ჯინსის გაქცევა

ერთ-ერთი კლასიკური თერმული გაქცევის მექანიზმია ჯინსის გაქცევა  ^, რომელსაც სახელი ბრიტანელი ასტრონომის სერ ჯეიმს ჯინსის პატივსაცემად დაერქვა , რომელმაც პირველმა აღწერა ატმოსფერული დანაკარგის ეს პროცესი.  გაზის გარკვეულ რაოდენობაში , ნებისმიერი მოლეკულის საშუალო სიჩქარე იზომება გაზის ტემპერატურით , მაგრამ ცალკეული მოლეკულების სიჩქარეები იცვლება ერთმანეთთან შეჯახებისას, კინეტიკურ ენერგიას იძენენ და კარგავენ. მოლეკულებს შორის კინეტიკური ენერგიის ვარიაცია აღწერილია მაქსველის განაწილებით . კინეტიკური ენერგია (${\displaystyle {\mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">და</span></span>}}_{\mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">კ</span></span>}\mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">მე</span></span>}\mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">ნ</span></span>}}}$ ), მასა (${\displaystyle \mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">მ</span></span>}}$ ), და სიჩქარე (${\displaystyle \mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">ში</span></span>}}$ მოლეკულის ) დაკავშირებულია${\displaystyle {\mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">და</span></span>}}_{\mathit{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">კ</span></span>}\mathit{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">მე</span></span>}\mathit{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">ნ</span></span>}}<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">=</span></span>\frac{\mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">1</span></span>}}{\mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">2</span></span>}}\mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">მ</span></span>}{\mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">ში</span></span>}}^{\mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">2</span></span>}}}$ განაწილების მაღალ კუდში ცალკეული მოლეკულები (სადაც რამდენიმე ნაწილაკს საშუალოზე გაცილებით მაღალი სიჩქარე აქვს) შეიძლება მიაღწიონ გაქცევის სიჩქარეს და დატოვონ ატმოსფერო, იმ პირობით, რომ მათ შეუძლიათ გაქცევა კიდევ ერთი შეჯახების დაწყებამდე; ეს ძირითადად ხდება ეგზოსფეროში , სადაც საშუალო თავისუფალი გზა სიგრძით შედარებადია წნევის შკალის სიმაღლესთან . გაქცევის უნარის მქონე ნაწილაკების რაოდენობა დამოკიდებულია ეგზობაზაზე მოლეკულურ კონცენტრაციაზე , რომელიც შეზღუდულია თერმოსფეროში დიფუზიით .

ჯინსის გაქცევის შედარებით მნიშვნელობას სამი ფაქტორი მნიშვნელოვნად უწყობს ხელს: მოლეკულის მასა, პლანეტის გაქცევის სიჩქარე და ზედა ატმოსფეროს გათბობა მშობელი ვარსკვლავის გამოსხივებით. უფრო მძიმე მოლეკულები ნაკლებად სავარაუდოა, რომ გამოვიდნენ, რადგან ისინი იმავე ტემპერატურაზე უფრო ნელა მოძრაობენ, ვიდრე მსუბუქი მოლეკულები. სწორედ ამიტომ, წყალბადი ატმოსფეროდან უფრო ადვილად გამოდის, ვიდრე ნახშირორჟანგი . მეორეც, უფრო დიდი მასის მქონე პლანეტას, როგორც წესი, უფრო მეტი გრავიტაცია აქვს, ამიტომ გაქცევის სიჩქარე, როგორც წესი, უფრო დიდია და ნაკლები ნაწილაკი მიიღებს გაქცევისთვის საჭირო ენერგიას. სწორედ ამიტომ, გაზის გიგანტი პლანეტები კვლავ ინარჩუნებენ წყალბადის მნიშვნელოვან რაოდენობას, რომელიც უფრო ადვილად გამოდის დედამიწის ატმოსფეროდან . და ბოლოს, პლანეტის მანძილი ვარსკვლავიდან ასევე თამაშობს როლს; ახლომდებარე პლანეტას აქვს უფრო ცხელი ატმოსფერო, უფრო მაღალი სიჩქარით და, შესაბამისად, გაქცევის უფრო დიდი ალბათობით. შორეულ სხეულს აქვს უფრო ცივი ატმოსფერო, უფრო დაბალი სიჩქარით და გაქცევის ნაკლები შანსით.

ჰიდროდინამიკური გაქცევის ვიზუალიზაცია. ატმოსფეროს გარკვეულ დონეზე, გაზის მასა გაცხელდება და გაფართოებას დაიწყებს. გაფართოებისას, ის აჩქარებს და ატმოსფეროდან გამოდის. ამ პროცესში, უფრო მსუბუქი, სწრაფი მოლეკულები ატმოსფეროდან უფრო მძიმე, ნელ მოლეკულებს გამოათრევენ.

ჰიდროდინამიკური გაქცევა

მაღალი წნევისა და ტემპერატურის ატმოსფეროშიც შეიძლება ჰიდროდინამიკური გაქცევა მოხდეს. ამ შემთხვევაში, ატმოსფერო შთანთქავს დიდი რაოდენობით თერმულ ენერგიას, როგორც წესი, ულტრაიისფერი გამოსხივების გზით. მოლეკულების გაცხელებისას ისინი ზემოთ ფართოვდებიან და კიდევ უფრო აჩქარებენ გაქცევის სიჩქარეს. ამ პროცესში, უფრო მსუბუქ მოლეკულებს შეუძლიათ უფრო მძიმე მოლეკულების თან წაყვანა შეჯახების გზით, რადგან გაზის უფრო დიდი რაოდენობა გამოდის.  ჰიდროდინამიკური გაქცევა დაფიქსირდა ეგზოპლანეტებზე, რომლებიც ახლოს არიან მათ მასპინძელ ვარსკვლავთან, მათ შორის ცხელ იუპიტერ HD 209458 b-ზე . 

არათერმული (სუპრათერმული) გაქცევა

გაქცევა ასევე შეიძლება მოხდეს არათერმული ურთიერთქმედებების გამო. ამ პროცესების უმეტესობა ფოტოქიმიის ან დამუხტული ნაწილაკების ( იონების ) ურთიერთქმედების გამო ხდება.

ფოტოქიმიური გაქცევა

ზედა ატმოსფეროში, მაღალი ენერგიის ულტრაიისფერი ფოტონები უფრო ადვილად რეაგირებენ მოლეკულებთან. ფოტოდისოციაციას შეუძლია მოლეკულის დაშლა უფრო პატარა კომპონენტებად და საკმარისი ენერგიის მიწოდება ამ კომპონენტებისთვის გამოსასვლელად. ფოტოიონიზაცია წარმოქმნის იონებს, რომლებსაც შეუძლიათ პლანეტის მაგნიტოსფეროში მოხვედრა ან დისოციაციური რეკომბინაციის გავლა . პირველ შემთხვევაში, ამ იონებმა შეიძლება გაიარონ ქვემოთ აღწერილი გაქცევის მექანიზმები. მეორე შემთხვევაში, იონი ელექტრონთან რეკომბინირდება, გამოყოფს ენერგიას და შეუძლია გამოვიდეს. 

გაფრქვეული გაქცევა

მზის ქარის ჭარბმა კინეტიკურმა ენერგიამ შეიძლება საკმარისი ენერგია გამოყოს ატმოსფერული ნაწილაკების გამოსატყორცნად, მყარი ზედაპირიდან გაფრქვევის მსგავსად . ამ ტიპის ურთიერთქმედება უფრო გამოხატულია პლანეტარული მაგნიტოსფეროს არარსებობის შემთხვევაში, რადგან ელექტრულად დამუხტული მზის ქარი გადახრილია მაგნიტური ველებით , რაც ამცირებს ატმოსფეროს დაკარგვას. 

სწრაფი იონი ნელი ნეიტრალურიდან ელექტრონს იჭერს მუხტის გაცვლის შეჯახებისას. ახალ, სწრაფ ნეიტრალურს შეუძლია ატმოსფეროდან გაქცევა და ახალი, ნელი იონი მაგნიტური ველის ხაზებზე ხვდება ხაფანგში. 

მუხტის გაცვლის გაქცევა

მზის ქარში ან მაგნიტოსფეროში იონებს შეუძლიათ მუხტის გაცვლა ზედა ატმოსფეროში არსებულ მოლეკულებთან. სწრაფად მოძრავ იონს შეუძლია ელექტრონის დაჭერა ნელი ატმოსფერული ნეიტრალურიდან, რაც ქმნის სწრაფ ნეიტრალურ და ნელ იონებს. ნელი იონი მაგნიტური ველის ხაზებზეა ჩარჩენილი, მაგრამ სწრაფ ნეიტრალურს შეუძლია თავის დაღწევა. 

პოლარული ქარის გაქცევა

ატმოსფერულ მოლეკულებს ასევე შეუძლიათ პოლარული ქარის გამო მაგნიტოსფეროს მქონე პლანეტის პოლარული რეგიონებიდან გაქცევა . მაგნიტოსფეროს პოლუსებთან ახლოს მაგნიტური ველის ხაზები ღიაა, რაც ატმოსფეროში არსებული იონებისთვის კოსმოსში გამოსასვლელ გზას ქმნის. ამბიპოლარული ელექტრული ველი აჩქარებს იონოსფეროში არსებულ ნებისმიერ იონს და ამ ხაზების გასწვრივ იფრქვევა. ^{[ 8 ] [ 9 ]}

დარტყმითი ეროზია

დარტყმითი ეროზიისგან ატმოსფერული გაქცევა კონუსშია კონუსში (წითელი წყვეტილი ხაზი), რომლის ცენტრიც დარტყმის ადგილზეა. ამ კონუსის კუთხე იზრდება დარტყმის ენერგიის მატებასთან ერთად, რათა მაქსიმალურად გამოდევნოს ატმოსფერო ტანგენტური სიბრტყის ზემოთ (ნარინჯისფერი წყვეტილი ხაზი).

დიდი მეტეოროიდის დარტყმამ შეიძლება ატმოსფეროს დაკარგვა გამოიწვიოს. თუ შეჯახება საკმარისად ენერგიულია, შესაძლებელია, რომ გამოტყორცნილმა ნივთიერებებმა, მათ შორის ატმოსფერულმა მოლეკულებმა, გაქცევის სიჩქარეს მიაღწიონ . 

ატმოსფეროდან გაქცევაზე მნიშვნელოვანი გავლენის მოხდენისთვის, შეჯახებისას სხეულის რადიუსი მასშტაბის სიმაღლეზე მეტი უნდა იყოს . ჭურვს შეუძლია იმპულსის მიცემა და ამით ატმოსფეროდან გაქცევა სამი ძირითადი გზით: (ა) მეტეოროიდი ატმოსფეროში გადაადგილებისას აცხელებს და აჩქარებს მის მიერ შეხვედრილ გაზს, (ბ) შეჯახების კრატერიდან მყარი გამონატყორცნები ატმოსფერულ ნაწილაკებს აცხელებს წინააღმდეგობის გზით, როდესაც ისინი გამოტყორცნებიან და (გ) დარტყმა ქმნის ორთქლს, რომელიც ზედაპირიდან ფართოვდება. პირველ შემთხვევაში, გაცხელებულ გაზს შეუძლია გამოსვლა ჰიდროდინამიკური გაქცევის მსგავსად, თუმცა უფრო ლოკალიზებული მასშტაბით. დარტყმის ეროზიის შედეგად გამოსვლის უმეტესი ნაწილი მესამე შემთხვევის გამო ხდება. ^[ 10 ] მაქსიმალური ატმოსფერო, რომლის გამოტყორცნაც შესაძლებელია, არის შეჯახების ადგილის ტანგენტური სიბრტყის ზემოთ.

მზის სისტემაში დომინანტური ატმოსფერული გაქცევისა და დაკარგვის პროცესები

დედამიწა

დედამიწაზე წყალბადის ატმოსფეროდან გამოყოფა განპირობებულია მუხტის გაცვლის გამოყოფით (~60–90%), ჯინსის გამოყოფით (~10–40%) და პოლარული ქარის გამოყოფით (~10–15%), ამჟამად დაახლოებით 3 კგ/წმ წყალბადს კარგავს.  დედამიწა დამატებით კარგავს დაახლოებით 50 გ/წმ ჰელიუმს, ძირითადად პოლარული ქარის გამოყოფის გზით. სხვა ატმოსფერული კომპონენტების გამოყოფა გაცილებით მცირეა.  იაპონელმა კვლევითმა ჯგუფმა 2017 წელს მთვარეზე აღმოაჩინა დედამიწიდან მომდინარე მცირე რაოდენობის ჟანგბადის იონების მტკიცებულება. 

1 მილიარდ წელიწადში მზე 10%-ით უფრო კაშკაშა გახდება, რაც დედამიწაზე საკმარისად ცხელს გახდის ატმოსფეროში წყლის ორთქლის მკვეთრად გაზრდისთვის, სადაც მზის ულტრაიისფერი სინათლე H2O-ს დისოცირებას მოახდენს _, რაც მას საშუალებას მისცემს თანდათანობით გავიდეს კოსმოსში, სანამ ოკეანეები არ დაშრება .  ^{: 159}

ვენერა

ბოლოდროინდელი მოდელები მიუთითებს, რომ ვენერაზე წყალბადის გამოყოფა თითქმის მთლიანად განპირობებულია სუპრათერმული მექანიზმებით, ძირითადად ფოტოქიმიური რეაქციებით და მზის ქართან მუხტის გაცვლით. ჟანგბადის გამოყოფაში დომინირებს მუხტის გაცვლა და გაფრქვევით გამოსვლა.  Venus Express-მა გაზომა კორონალური მასის გამოტყორცნის გავლენა ვენერას ატმოსფერული გამოტყორცნის სიჩქარეზე და მკვლევარებმა აღმოაჩინეს გამოტყორცნის სიჩქარის 1.9-ჯერ ზრდა კორონალური მასის გამოტყორცნის გაზრდის პერიოდებში, უფრო მშვიდ კოსმოსურ ამინდთან შედარებით. 

მარსი

პირველყოფილი მარსი ასევე განიცდიდა მრავალჯერადი მცირე დარტყმითი ეროზიის კუმულაციურ ეფექტებს  და MAVEN- ის ბოლოდროინდელი დაკვირვებები მიუთითებს, რომ მარსის ატმოსფეროში არსებული 36Ar-ის 66% ^{დაიკარგა} ბოლო 4 მილიარდი წლის განმავლობაში სუპრათერმული გაჟონვის გამო, ხოლო იმავე პერიოდში დაკარგული CO2-ის რაოდენობა დაახლოებით 0.5 ბარი ან მეტია _. 

MAVEN-ის მისიამ ასევე შეისწავლა მარსის ატმოსფერული გაქცევის ამჟამინდელი სიჩქარე. ჯინსის გაქცევა მნიშვნელოვან როლს ასრულებს მარსზე წყალბადის მუდმივ გაქცევაში, რაც ხელს უწყობს დანაკარგის მაჩვენებელს, რომელიც მერყეობს 160–1800 გ/წმ-ს შორის.  წყალბადის ჯინსის გაქცევა შეიძლება მნიშვნელოვნად მოდულირდეს ქვედა ატმოსფერული პროცესებით, როგორიცაა გრავიტაციული ტალღები, კონვექცია და მტვრის ქარიშხლები.  ჟანგბადის დანაკარგში დომინირებს სუპრათერმული მეთოდები: ფოტოქიმიური (~1300 გ/წმ), მუხტის გაცვლის (~130 გ/წმ) და გაფრქვევის (~80 გ/წმ) გაქცევა ერთად იწვევს დაახლოებით 1500 გ/წმ დანაკარგის მაჩვენებელს. სხვა მძიმე ატომები, როგორიცაა ნახშირბადი და აზოტი, ძირითადად იკარგება ფოტოქიმიური რეაქციების და მზის ქართან ურთიერთქმედების გამო. 

ტიტანი და იო

სატურნის მთვარე ტიტანს და იუპიტერის მთვარე იოს ატმოსფეროები აქვთ და ატმოსფეროს დაკარგვის პროცესებს განიცდიან. მათ არ აქვთ საკუთარი მაგნიტური ველები, მაგრამ ბრუნავენ ძლიერი მაგნიტური ველების მქონე პლანეტების გარშემო, რაც მოცემულ მთვარეს მზის ქარისგან იცავს, როდესაც მისი ორბიტა ცილინდრული დარტყმის შიგნითაა . თუმცა, ტიტანი თავისი ორბიტალური პერიოდის დაახლოებით ნახევარს ცილინდრული დარტყმის გარეთ ატარებს, შეუფერხებელი მზის ქარების ზემოქმედების ქვეშ. მზის ქარებთან დაკავშირებული აღქმისა და გაფრქვევის შედეგად მიღებული კინეტიკური ენერგია ზრდის ტიტანის ორბიტაზე თერმულ გაქცევას, რაც იწვევს ნეიტრალური წყალბადის გაქცევას.  გაქცეული წყალბადი ინარჩუნებს ორბიტას, რომელიც ტიტანის კვალს მიჰყვება და სატურნის გარშემო ნეიტრალური წყალბადის ტორუსს ქმნის . იუპიტერის გარშემო ორბიტაზე მყოფი იო პლაზმურ ღრუბელს ხვდება.  პლაზმურ ღრუბელთან ურთიერთქმედება იწვევს გაფრქვევას, რაც ნატრიუმის ნაწილაკებს გამოყოფს . ურთიერთქმედება იოს ორბიტის ნაწილის გასწვრივ ბანანის ფორმის დამუხტულ ნატრიუმის ღრუბელს წარმოქმნის.

ეგზოპლანეტის ატმოსფერული გაქცევის დაკვირვებები

ეგზოპლანეტების კვლევებმა ატმოსფეროს გაქცევა გაზომა ატმოსფერული შემადგენლობისა და სიცოცხლისუნარიანობის დასადგენად. ყველაზე გავრცელებული მეთოდია ლაიმანის-ალფა ხაზის შთანთქმა. ისევე, როგორც ეგზოპლანეტები აღმოჩენილია შორეული ვარსკვლავის სიკაშკაშის დაბინდვის ( ტრანზიტის ) გამოყენებით, წყალბადის შთანთქმის შესაბამისი ტალღის სიგრძეების კონკრეტულად შესწავლა აღწერს ეგზოპლანეტის გარშემო არსებულ სფეროში არსებული წყალბადის რაოდენობას.  ეს მეთოდი მიუთითებს, რომ ცხელი იუპიტერები HD 209458 b  და HD 189733 b  და ცხელი ნეპტუნი Gliese 436 b  განიცდიან მნიშვნელოვან ატმოსფეროს გაქცევას.

2018 წელს ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპის გამოყენებით აღმოაჩინეს , რომ ატმოსფერული გაჟონვის გაზომვა ასევე შესაძლებელია 1083 ნმ ჰელიუმის ტრიპლეტით.  ეს ტალღის სიგრძე გაცილებით უფრო ხელმისაწვდომია მიწაზე დაფუძნებული მაღალი გარჩევადობის სპექტროგრაფებიდან , ულტრაიისფერ ლიმან-ალფა ხაზებთან შედარებით . ჰელიუმის ტრიპლეტის გარშემო ტალღის სიგრძეს ასევე აქვს უპირატესობა, რომ მასზე მნიშვნელოვნად არ მოქმედებს ვარსკვლავთშორისი შთანთქმა , რაც ლიმან-ალფასთვის პრობლემას წარმოადგენს. მეორეს მხრივ, ჰელიუმს აქვს ნაკლი, რომ ატმოსფეროს მასის დაკარგვის მოდელირებისთვის საჭიროა წყალბად-ჰელიუმის თანაფარდობის შესახებ ცოდნა. ჰელიუმის გაჟონვა გაიზომა მრავალი გიგანტური ეგზოპლანეტის გარშემო, მათ შორის WASP-107b , WASP-69b და HD 189733 b . ის ასევე აღმოჩენილია ზოგიერთი მინი-ნეპტუნის გარშემო , როგორიცაა TOI-560 b , TOI-1430b, TOI-1683b და TOI-2076b  .

ატმოსფერული დანაკარგის სხვა მექანიზმები

სეკვესტრაცია არ არის პლანეტიდან გაქცევის ფორმა, არამედ მოლეკულების დაკარგვა ატმოსფეროდან პლანეტაზე. ის დედამიწაზე ხდება მაშინ, როდესაც წყლის ორთქლი კონდენსირდება წვიმის ან მყინვარული ყინულის წარმოსაქმნელად , როდესაც ნახშირორჟანგი ილექება ნალექებში ან ციკლურად გადაადგილდება ოკეანეებში ან როდესაც ქანები იჟანგება (მაგალითად, რკინის ქანების დაჟანგვის მდგომარეობების Fe2 +- დან Fe3 +- მდე გაზრდით ). აირების სეკვესტრაცია ასევე შესაძლებელია ადსორბციით , სადაც რეგოლითში არსებული წვრილი ნაწილაკები იჭერენ გაზს, რომელიც ეკვრება ზედაპირის ნაწილაკებს.

იხ.ვიდეო - Наша Атмосфера Утекает!