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!

პოლარული ქარი

ცოდნა სინათლეა - Knowledge is light - Знание свет -                                    პოლარული ქარი

დედამიწის პლაზმური შადრევანი, რომელიც ასახავს ჟანგბადის, ჰელიუმის და წყალბადის იონებს, რომლებიც კოსმოსში დედამიწის პოლუსებთან ახლოს მდებარე რეგიონებიდან იღვრება. ჩრდილოეთ პოლუსის ზემოთ ნაჩვენები მკრთალი ყვითელი არე წარმოადგენს დედამიწიდან კოსმოსში დაკარგული გაზს; მწვანე არე კი პოლარული ციალია — ანუ პლაზმური ენერგია, რომელიც ატმოსფეროში ბრუნდება. 

პოლარული ქარი ან პლაზმური შადრევანი დედამიწის მაგნიტოსფეროს პოლარული რეგიონებიდან პლაზმის მუდმივი გამოდინებაა .  :29  კონცეპტუალურად მზის ქარის მსგავსი , ის იონიზებული ნაწილაკების გამოდინების რამდენიმე მექანიზმიდან ერთ-ერთია . პოლარიზაციის ელექტრული ველით, რომელიც ცნობილია როგორც ამბიპოლარული ელექტრული ველი, აჩქარებული იონები პოლარიზაციის ელექტრული ველით, ითვლება პოლარული ქარის ძირითად მიზეზად. მსგავსი პროცესები სხვა პლანეტებზეც მიმდინარეობს. 

ისტორია

1966 წელს ბაუერმა  და, ცალკე, დესლერმა და მიშელმა  აღნიშნეს, რომ რადგან დედამიწის გეომაგნიტური ველი პოლუსების ზემოთ მზიდან მთვარის ორბიტის მიღმა გრძელ კუდს ქმნის, იონები იონოსფეროში არსებული მაღალი წნევის რეგიონიდან კოსმოსში უნდა მიედინებოდეს.  ტერმინი „პოლარული ქარი“ შეიქმნა  ^{:  1937 და 1968 წლებში ბენკსისა და ჰოლცერის} და იან აქსფორდის ორ სტატიაში .  რადგან პროცესი, რომლითაც იონოსფერული პლაზმა დედამიწიდან მაგნიტური ველის ხაზების გასწვრივ მიედინება, მსგავსია მზის პლაზმის ნაკადისა მზის გვირგვინიდან (მზის ქარი ) შორს, აქსფორდმა შემოგვთავაზა ტერმინი „პოლარული ქარი“.

პოლარული ქარის ყველაზე ადრეული ექსპერიმენტული დახასიათება 1966 წლის Explorer 33-ისა და განსაკუთრებით 1974 წლის ISIS-2 თანამგზავრული პროექტებიდან მომდინარეობს.  1981 წლის Dynamics Explorer- ის დამატებითმა მონაცემებმა გარკვეული გაურკვევლობა გამოიწვია თეორიულ მოდელებში ცივი O ⁺ იონების როლის შესახებ. ეს საკითხი გაირკვა 1989 წლის Akebono თანამგზავრიდან  ^{: 1955} და 1996 წლის Polar თანამგზავრიდან  ^{: 1966} მიღებული უფრო ყოვლისმომცველი მონაცემებით .

პოლარული ქარის იდეა წარმოიშვა ხმელეთის ჰელიუმის ბიუჯეტის პარადოქსის ამოხსნის სურვილიდან . ეს პარადოქსი მდგომარეობს იმაში, რომ დედამიწის ატმოსფეროში ჰელიუმი, როგორც ჩანს, უფრო სწრაფად წარმოიქმნება ( ურანისა და თორიუმის რადიოაქტიური დაშლის გზით ), ვიდრე ის იკარგება ზედა ატმოსფეროდან გამოსვლისას. პარადოქსის ერთ-ერთი შესაძლო გადაწყვეტაა იმის გაცნობიერება, რომ ჰელიუმის გარკვეული რაოდენობა შეიძლება იონიზებული იყოს და შესაბამისად, დედამიწიდან გამოვიდეს მაგნიტური ველის ღია ხაზების გასწვრივ მაგნიტური პოლუსების მახლობლად („პოლარული ქარი“).

მიზეზები

ამბიპოლარული ელექტრული ველის ორი ძირითადი ეფექტის კონცეპტუალური დიაგრამა: იონოსფეროს გაბერვა და პოლარული ქარის წარმოქმნა. დედამიწის გარშემო მბზინავი ლურჯი ნისლი წარმოადგენს იონოსფეროში არსებულ პლაზმას. მბზინავი ხაზები წარმოადგენს პოლარულ ქარს, რომელიც ზემოთ და გარეთ მიედინება. 

30-წლიანი კვლევის შემდეგ, პოლარული ქარის „კლასიკური“ მიზეზი თერმული პლაზმის ამბიპოლარული გადინება აღმოჩნდა: იონების აჩქარება იონოსფეროში პოლარიზაციის ელექტრული ველით .  ^{: 451} პოლარიზაციის ან ამბიპოლარული ელექტრული ველი თავდაპირველად 1920-იან წლებში იქნა შემოთავაზებული იონიზებული ვარსკვლავური ატმოსფეროებისთვის .  ^{: 1927} გრავიტაციული მუხტის გამოყოფა ქმნის ველს, რომელიც შეადგენს$${\displaystyle \mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">E</span></span>}<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">=</span></span><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">-</span></span>\mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">\mu </span></span>}<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">\cdot </span></span>\stackrel{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">\to </span></span>}{\mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">გ</span></span>}}<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">/</span></span>\mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">ე</span></span>}}$$სად${\displaystyle \stackrel{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">\to </span></span>}{\mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">გ</span></span>}}}$ არის გრავიტაციული ველი და${\displaystyle \mathrm{<span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;"><span\; dir="auto"\; style="vertical-align:\; inherit;">\mu </span></span>}}$ არის საშუალო იონური მასა, ერთჯერადად დამუხტული იონებისა და ელექტრონის მასებს შორის სხვაობის ნახევარი. ეს მარტივი ფორმულა მხოლოდ ჰიდროსტატიკური წონასწორობის მქონე პლაზმაში გამოიყენება. რეალურ პლაზმაზე გამოსაყენებელი უფრო რთული მოდელები უფრო დიდ ველის სიძლიერეს აჩვენებენ. ნებისმიერ შემთხვევაში, ველი ძალიან მცირეა, მაგრამ სხვა ძალებისგან განსხვავებით, ის გრავიტაციისგან საპირისპირო მიმართულებითაა მიმართული.  ^{: 1927} დაბალი სიმკვრივის პლაზმაში მაღალ სიმაღლეზე ის მსუბუქი იონებისთვის გრავიტაციას აჭარბებს.

პოლარული ქარის რეგიონში იონოსფერული პლაზმა ფართოვდება და დაბალი სიმკვრივე საშუალებას აძლევს გრავიტაციას, იონები პლაზმაში არსებულ ელექტრონებთან შედარებით ქვემოთ მიიზიდოს. მუხტის გამოყოფა იწვევს ელექტრული ველის წარმოქმნას, რომელიც შემდეგ იონების ნაწილს ატმოსფეროდან მაღლა და გარეთ აგზავნის.  ^{: 147} ეს მექანიზმი ცნობილია, როგორც „ამბიპოლარული გადინება“  და ველი, როგორც „ამბიპოლარული ელექტრული ველი“ ან „პოლარიზაციის ელექტრული ველი“. დამატებითი მექანიზმები მოიცავს იონების აჩქარებას მზის ფოტოელექტრონების მიერ, რომლებიც მაგნიტური ველის ხაზების გასწვრივ გადიან . 

ამბიპოლარული ელექტრული ველის გამო იონების გადინება საბოლოოდ პლაზმასფეროში გროვდება, თუ ისინი მიჰყვებიან დახურულ მაგნიტურ ველის ხაზებს, მაგრამ ღია მაგნიტური ველის ხაზების მიმდევარი იონები ტოვებენ დედამიწის სისტემას.  ^{: 167} ღია მაგნიტური ველის ხაზების მიმდევარი იონები მზის ქარის ძალებით (ანტიმზის კონვექცია) მზისგან შორდებიან.  ^{: 149}

გაზომვები

პოლარული ქარის მრავალი კვლევა დაიწყო, მათ შორის ISIS-2 , Dynamics Explorer , Akebono თანამგზავრი და Polar თანამგზავრი , რომლებიც მოიცავს სხვადასხვა სიმაღლეებს, განედებსა და მზის ციკლთან შედარებით დროს . ზოგიერთი დასკვნა მოიცავს: 

• პოლარული ქარის ძირითადი ინგრედიენტებია ელექტრონები, წყალბადის (H ⁺ ), ჰელიუმის (He ⁺ ) და ჟანგბადის (O ⁺ ) იონები,
• O ⁺ იონები დომინირებენ 4000 კმ-ზე ნაკლებ სიმაღლეზე,
• სამივე იონური სახეობა 7000 კმ-ზე მეტ ზებგერით სიჩქარეს აღწევს და 50 000 კმ-ზე მეტ მანძილზე სიჩქარეები მახის რიცხვ 2 -ზე მეტს აღწევს .  ^:  1976
• პოლარული ქარის სიჩქარე იზრდება სიმაღლესთან ერთად და უფრო მაღალია დედამიწის დღის მხარეს,

პოლარიზაცია ანუ ამბიპოლარული ელექტრული ველი პირდაპირ გაიზომა 2022 წელს შპიცბერგენიდან გაშვებული რაკეტის მეშვეობით. NASA-ს ამ მისიას „გამძლეობა “ ერქვა.  250 კმ სიმაღლეზე ელექტრული პოტენციალის 768 კმ სიმაღლეზე არსებულთან შედარებისას მივიღეთ +0.55 ვოლტის სხვაობა 0.09 ვოლტის გაურკვევლობით .

იხ.ვიდეო - Polar Wind