UK 
EnglishТипова
Polski🌍 Атмосфери Планет
Атмосфери планет: масштабна висота, парниковий ефект, швидкість вильоту на Венері, Землі та Марсі.
Про цю симуляцію
Ця симуляція порівнює атмосфери Землі, Марса, Венери, Титана й Місяця у трьох пов'язаних панелях: логарифмічному профілі тиску за висотою, радіаційному енергетичному балансі та стовпчиковій діаграмі температури поверхні. Тиск слідує баричній формулі, P = P₀·exp(−h/H), із реальною масштабною висотою H кожного світу. Температура поверхні складається з радіаційної рівноважної температури плюс парниковий приріст, а параметр втечі Джинса λ показує, наскільки міцно утримується кожна атмосфера.
🔬 Що показано
Як атмосферний тиск експоненційно спадає з висотою (масштабна висота H від 8.5 км на Землі до 21 км на Титані), як вхідне сонячне світло S = S₀/d² частково відбивається альбедо α і врівноважується тепловим випромінюванням σT⁴, і як парниковий приріст та параметр Джинса λ = v_esc²·m/(2k_B·T) визначають тепло поверхні й утримання газу.
🎮 Як користуватись
Оберіть світ п'ятьма кнопками планет (Земля, Марс, Венера, Титан, Місяць). Потім пересуньте три повзунки: відсоток CO₂ змінює парникове потепління (масштабується логарифмічно), альбедо хмар α задає, скільки сонячного світла відбивається, а сонячна світність масштабує вхідний потік від 0.1 до 2 S₀. Панель статистики оновлює температуру поверхні, масштабну висоту, тиск, швидкість втечі та λ у реальному часі.
💡 Чи знали ви?
Венера й Земля майже близнюки за розміром, проте на Венері 92-атмосферна ковдра CO₂ утримує близько 430 K парникового потепління, розжарюючи її поверхню до приблизно 735 K — гарячіше за Меркурій, попри більшу відстань від Сонця.
Часті питання
Що таке масштабна висота і чому вона відрізняється між планетами?
Масштабна висота H — це вертикальна відстань, на якій атмосферний тиск падає у e разів (приблизно на 37 відсотків). Вона дорівнює k_B·T, поділеному на середню молекулярну масу, помножену на гравітацію, тож теплі, легкі, низькогравітаційні атмосфери пухкіші. Саме тому холодний, але низькогравітаційний Титан має H близько 21 км, тоді як у Землі — приблизно 8.5 км.
Як симуляція розраховує температуру поверхні?
Спершу вона знаходить радіаційну рівноважну температуру з поглинутого сонячного світла, T_eq = (S(1−α)/4σ)^¼, де S — сонячний потік, масштабований відстанню та світністю. Потім додається парниковий приріст, що зростає логарифмічно з CO₂, калібрований так, щоб дати Землі її приріст +33 K. Показана температура поверхні — це T_eq плюс цей приріст.
Що показує параметр втечі Джинса λ?
λ порівнює гравітаційну енергію зв'язку молекули газу з її тепловою енергією: λ = v_esc²·m/(2k_B·T). Велике λ (приблизно понад 15–30) означає, що атмосфера добре утримується, тоді як мале значення означає, що легкі молекули можуть легко втекти в космос. Це ключова причина, чому низькогравітаційні Марс і Місяць насилу утримують свій газ.
Чому Марс втратив більшу частину своєї атмосфери?
Марс має низьку швидкість втечі — близько 5 км/с — і не має сильного глобального магнітного поля, тож за мільярди років теплова втеча та обдування сонячним вітром видалили більшу частину його повітря. Сьогодні тиск на його поверхні становить лише близько 0.006 атмосфери, приблизно 0.6 відсотка земного, що добре видно на профілі тиску.
Наскільки фізично точна ця модель?
Каркас коректний за формою — баричний закон, радіаційна рівновага, випромінювання Стефана-Больцмана та параметр Джинса є справжньою фізикою. Однак числа спрощені: масштабна висота вважається сталою з висотою, парниковий член — єдина калібрована логарифмічна апроксимація, а не повний розрахунок радіаційного переносу, а хмари зведені до одного значення альбедо. Це навчальне порівняння, а не дослідницька кліматична модель.