See inimsilmale nähtamatu kiirgus soojendab termosfääri kuni +1480 kraadini. Eksosfäär paikneb 480 km kõrgusel ja isegi veel kõrgemal. Eksosfääris, millena Maa atmosfäär kosmosesse hajub, leidub vaevalt õhku, kuid temperatuurid võivad seal ulatuda +1650 kraadini. Ent õhk on seal niivõrd hõre, siis inimene või kosmoselaev seda kuumust ei tunneks. Maa ajaloo vältel on atmosfäär gaaside hajumise tõttu planeetidevahelisse ruumi, molekuli dissotsiatsiooni, keemiliste, biokeemiliste ja bioloogiliste protsesside, inimtegevuse jms. Toimel märgatavalt muutunud. Varasem atmosfäär (4,5-2,8 mrd aastat tagasi) koosnes põhimõtteliselt metaanist ja süsinikdioksiidist. Atmosfääri uurimisega tegeldi juba antiikajal, atmosfääri uuriv teadus- meteoroloogia kujunes 19 saj. Eristatakse normaal ja tehnilist atmosfääri. Normaal- ehk füüsikaline atmosfäär
kuid atmosfääri suure tiheduse tõttu kaaluliselt siiski Maa atmosfääriga võrreldes mõnikümmend korda rohkem- see ongi ülitugeva kasvuhooneefekti üks olulisi tegureid. Kuid kui õnnestuks sadestada Veenuse atmosfääri vesi ühtlaselt pinnal, oleks seal vaid 5-6 m paksune veekiht, mis on Maa ookeanide mahule vastava 3,5 km tühine. Arvatavasti olid noore Veenuse ja Maa veevarud peaaegu samad. Planetoloogid on välja pakkunud mitmeid mooduseid, kuidas vesi võis Veenuselt planeetidevahelisse ruumi hajuda, kuid ükski pakutud teooria ei seleta kilomeetriliste veekihtide kadumist. Kasutatud kirjandus 1. R. Veskimäe ,,Universum", Tallinn 1997, lk 206 2. Ü.Ugaste ,,Füüsika gümnaasiumile III Aine ehitus, kosmoloogia, nüüdisaegne maailmapilt" , Tallinn 2000 Ülo Ugaste ja AS Bit, lk. 109 3. M. Baumann, W. Hopkins, L.Nolletti ja M.Soluri ,,Mis on maailmaruumis", Sinisukk 2005, lk. 80 4. U.Veismann ja R.Veskimäe ,,Universum valguses ja vihmas", Tallinn 2005, lk83-83
väävelhappest koosnevatesse pilvekihtidesse, mis ei lase planeedi pinda vaadelda teleskoopidega nähtava valguse spektris. Arvatakse, et Veenusel võis kunagi minevikus olla ka ookeane, kuid mis aurustusid kasvuhooneefekti põhjustatud temperatuur tõusu tagajärjel. Vesi on Veenusel kõige tõenäolisemalt fotodissotseerunud ja kuna Veenusel puudub selline päikesetuulte eest kaitsev magnetvälinagu Maal, siis on tõenäoliselt vabad vesinikuaatomid Veenuselt päikesetuule mõjul paisatud planeetidevahelisse ruumi. Üldplaanis on Veenuse pind vulkaanilise tegevuse tagajärjel perioodiliselt uuenev kuiv kivikõrb, kus vedeleb ka lapikuid- plaatjaid kive. 3 Geograafia ja pinnavormid Veenuse pind ja pinnamood oli kuni 20. sajandi lõpukümnendini teadmata ning kaardistati alles aastatel 199091 projekt Magellan'i käigus. Veenuse pinnal on jälgi laiaulatuslikust vulkaanilisest
Muude nähtuste hulgas näitab seda nõndanimetatud päikeseplekkide arvu kasv. Päikesetaoliste tähtede elus mängib olulist rolli magnetväli. Vahel lähevad selle jõujooned sassi ja takistavad pinnakihtide loomulikku liikumist. Neis kohtades tekivad päikeseplekid - elektriliselt laetud plasma plahvatused, mille tulemusena kiirendatakse elektriliselt laetud osakesed Päikese pinnalt eemale. Päikese kroonist planeetidevahelisse keskkonda "lenduvat" osakeste voogu nimetatakse päikesetuuleks. Kui plahvatus toimub piirkonnas, mis juhtub olema suunaga Maa poole, võivad laetud osakesed mõne päevaga meie lähikonda jõuda. Päikesetuule osakesed eemalduvad Päikesest tavaliselt keskmise kiirusega 450 km/s, seega kulub neil umbes neli päeva, et katta ligikaudu 150 miljoni kilomeetrine vahemaa Maani jõudmiseks. Eriti võimsad pursked võivad osakesi teele saata kiirusega üle 2000 km/s. Sel juhul on
Nende tahke tuum koosneb mõnesaja meetri kuni mõnekilomeetrise läbimõõduga tükkidest. Peale tuuma sisaldavad nad veel tolmainet ja gaasi. Kui komeet asub Päikesest kaugel, siis on ta märgatav nõrga uduse laiguna. Kui aga komeet läheneb Päikesele, siis ta kuumeneb ja hakkab eraldama gaase (samuti tolmu), mis Päikese valgusrõhu mõjul surutakse Päikesest eemale. Sellest kujunebki komeedi saba. Igal uuel lähenemisel Päikesele eraldub tuumast uus kogus gaasi ja tolmu, mis hajub planeetidevahelisse ruumi. Seega peab tuuma mass järjest vähenema, kuni lõpuks kogu tema lenduv aine muutub tolmuks või gaasiks. Komeetidest säilivad vaid asteroiditaolised tükid (komeedi tuuma osad) ja meteoorne materjal, mis aga lõpuks langeb päikesele või hajub planeetide atmosfäärides. Niisugune keha lakkab olemast komeet, sest tal puudub helendav gaasümbris - kooma ja saba. Kõiki Neptuuni-taguseid kääbusplaneete kutsutakse plutoidideks. Plutoidide
koosnevatesse pilvekihtidesse, mis ei lase planeedi pinda vaadelda teleskoopidega nähtava valguse spektris. Arvatakse, et Veenusel võis kunagi minevikus olla ka ookeane, kuid mis aurustusid kasvuhooneefekti põhjustatud temperatuur tõusu tagajärjel. Vesi on Veenusel kõige tõenäolisemalt fotodissotseerunud ja kuna Veenusel puudub selline päikesetuulte eest kaitsev magnetväli nagu Maal, siis on tõenäoliselt vabad vesinikuaatomid Veenuselt päikesetuule mõjul paisatud planeetidevahelisse ruumi. Üldplaanis on Veenuse pind vulkaanilise tegevuse tagajärjel perioodiliselt uuenev kuiv kivikõrb, kus vedeleb ka lapikuid-plaatjaid kive. Marss Marss on Päikesesüsteemi neljas planeet. Marss asub Päikesest 1½ korda kaugemal kui Maa ja saab seepärast poole vähem
Nende tahke tuum koosneb mõnesaja meetri kuni mõnekilomeetrise läbimõõduga tükkidest. Peale tuuma sisaldavad nad veel tolmainet. Kui komeet asub Päikesest kaugel, siis on ta märgatav nõrga uduse laiguna. Kui aga komeet läheneb Päikesele, siis ta kuumeneb ja hakkab eraldama gaase (samuti tolmu), mis Päikese valgusrõhu mõjul surutakse Päikesest eemale. Sellest kujunebki komeedi saba. Igal uuel lähenemisel Päikesele eraldub tuumast uus kogus gaasi ja tolmu, mis hajub planeetidevahelisse ruumi. Seega peab tuuma mass järjest vähenema, kuni lõpuks kogu tema lenduv aine muutub tolmuks või gaasiks. Et komeedid tõepoolest suhteliselt lühikese ajaga lõpetavad oma elutee meteoorkehade pilvena, selle kohta leidub palju tõendeid. Näiteks lugu Biela komeediga, mis avastati 1772. a. Selle komeedi tee möödus õige lähedalt Maa orbiidi punktist, kus meie planeet asetses novembri lõpul. Biela komeedi järjekordsel lähenemisel 1846. a. täheldasid astronoomid esmakordselt,
annaabi.ee 
