Tutaj, na Ziemi, uważamy naszą atmosferę za coś oczywistego i nie bez powodu. Nasza atmosfera ma cudowną mieszankę azotu i tlenu (odpowiednio 78% i 21%) ze śladowymi ilościami pary wodnej, dwutlenku węgla i innych cząsteczek gazowych. Ponadto cieszy nas ciśnienie atmosferyczne 101,325 kPa, które rozciąga się na wysokość około 8,5 km.
Krótko mówiąc, nasza atmosfera jest pełna i podtrzymuje życie. Ale co z innymi planetami Układu Słonecznego? Jak się zestawiają pod względem składu atmosferycznego i ciśnienia? Wiemy na pewno, że ludzie nie oddychają i nie mogą podtrzymywać życia. Ale jaka jest różnica między tymi kulami skał i gazu a naszymi własnymi?
Na początek należy zauważyć, że każda planeta w Układzie Słonecznym ma atmosferę takiego czy innego rodzaju. Od tych niezwykle cienkich i delikatnych (takich jak „egzosfera” Merkurego) po niezwykle gęste i potężne - tak jest w przypadku wszystkich gazowych gigantów. W zależności od składu planety, czy to ziemskiej, czy gazowo-lodowej, gazy tworzące atmosferę obejmują zarówno wodór i hel, jak i bardziej złożone pierwiastki, takie jak tlen, dwutlenek węgla, amoniak i metan.
Atmosfera Merkurego:
Rtęć jest zbyt gorąca i zbyt mała, aby zachować atmosferę. Ma jednak delikatną i zmienną egzosferę złożoną z wodoru, helu, tlenu, sodu, wapnia, potasu i pary wodnej, o łącznym poziomie ciśnienia około 10-14 bar (jedna czwarta bilionów ciśnienia atmosferycznego Ziemi). Uważa się, że ta egzosfera została utworzona z cząstek wychwyconych ze Słońca, odgazowania wulkanu i odłamków wyrzuconych na orbitę przez uderzenia mikrometeorytem.
Ponieważ nie ma realnej atmosfery, Merkury nie ma sposobu na zatrzymanie ciepła od Słońca. W wyniku tego i wysokiej ekscentryczności planeta doświadcza znacznych zmian temperatury. Natomiast strona zwrócona w stronę Słońca może osiągnąć temperaturę do 700 K (427 ° C), podczas gdy strona w cieniu spada do 100 K (-173 ° C).
Atmosfera Wenus:
Obserwacje powierzchni Wenus w przeszłości były trudne ze względu na jej wyjątkowo gęstą atmosferę, która składa się głównie z dwutlenku węgla z niewielką ilością azotu. Przy ciśnieniu 92 bar (9,2 MPa) masa atmosfery jest 93 razy większa niż atmosfera Ziemi, a ciśnienie na powierzchni planety jest około 92 razy większe niż na powierzchni Ziemi.
Wenus jest również najgorętszą planetą w naszym Układzie Słonecznym, ze średnią temperaturą powierzchni 735 K (462 ° C / 863,6 ° F). Wynika to z atmosfery bogatej w CO2, która wraz z gęstymi chmurami dwutlenku siarki generuje najsilniejszy efekt cieplarniany w Układzie Słonecznym. Ponad gęstą warstwą CO² grube chmury składające się głównie z dwutlenku siarki i kropli kwasu siarkowego rozpraszają około 90% światła słonecznego z powrotem w przestrzeń kosmiczną.
Innym powszechnym zjawiskiem są silne wiatry Wenus, które osiągają prędkości do 85 m / s (300 km / h; 186,4 mil / h) na szczytach chmur i okrążają planetę co cztery do pięciu dni ziemskich. Przy tej prędkości wiatry te poruszają się do 60 razy szybciej niż obrót planety, podczas gdy najszybsze wiatry na Ziemi stanowią zaledwie 10-20% prędkości obrotowej planety.
Muchy Wenus wskazały również, że ich gęste chmury są w stanie wytworzyć błyskawicę, podobnie jak chmury na Ziemi. Ich przerywany wygląd wskazuje na wzorzec związany z aktywnością pogodową, a błyskawica jest co najmniej o połowę mniejsza niż na Ziemi.
Atmosfera ziemska:
Atmosfera ziemska, która składa się z azotu, tlenu, pary wodnej, dwutlenku węgla i innych gazów śladowych, również składa się z pięciu warstw. Składają się one z troposfery, stratosfery, mezosfery, termosfery i egzosfery. Z reguły ciśnienie i gęstość powietrza zmniejszają się, im wyższy jest w atmosferze, tym dalej od powierzchni.
Najbliżej Ziemi znajduje się Troposfera, która rozciąga się od 0 do 12 km i 17 km (0 do 7 i 10,56 mil) nad powierzchnią. Ta warstwa zawiera w przybliżeniu 80% masy atmosfery ziemskiej, a także tutaj znajduje się prawie cała atmosferyczna para wodna lub wilgoć. W rezultacie jest to warstwa, na której ma miejsce większość pogody na Ziemi.
Stratosfera rozciąga się od troposfery do wysokości 50 km (31 mil). Warstwa ta rozciąga się od szczytu troposfery do stratopauzy, która znajduje się na wysokości około 50 do 55 km (31 do 34 mil). Ta warstwa atmosfery jest domem dla warstwy ozonowej, która jest częścią atmosfery ziemskiej, która zawiera stosunkowo wysokie stężenia gazu ozonowego.
Dalej jest mezosfera, która rozciąga się na odległości od 50 do 80 km (31 do 50 mil) nad poziomem morza. Jest to najzimniejsze miejsce na Ziemi i ma średnią temperaturę około -85 ° C (-120 ° F; 190 K). Termosfera, druga najwyższa warstwa atmosfery, rozciąga się od wysokości około 80 km (50 mil) aż do termopauzy, która znajduje się na wysokości 500–1000 km (310–620 mil).
Dolna część termosfery, od 80 do 550 kilometrów (50 do 342 mil), zawiera jonosferę - tak się nazywa, ponieważ to tutaj w atmosferze cząstki są jonizowane przez promieniowanie słoneczne. Ta warstwa jest całkowicie bezchmurna i wolna od pary wodnej. Na tej wysokości znane są również zjawiska znane jako Aurora Borealis i Aurara Australis.
Egzosfera, która jest najbardziej zewnętrzną warstwą atmosfery ziemskiej, rozciąga się od egzobazy - znajdującej się na szczycie termosfery na wysokości około 700 km nad poziomem morza - do około 10 000 km (6200 mil). Egzosfera łączy się z pustką przestrzeni kosmicznej i składa się głównie z wyjątkowo niskiej gęstości wodoru, helu i kilku cięższych cząsteczek, w tym azotu, tlenu i dwutlenku węgla
Egzosfera znajduje się zbyt daleko nad Ziemią, aby jakiekolwiek zjawiska meteorologiczne były możliwe. Jednak Aurora Borealis i Aurora Australis czasami występują w dolnej części egzosfery, gdzie nakładają się na termosferę.
Średnia temperatura powierzchni na Ziemi wynosi około 14 ° C; ale jak już wspomniano, jest to różne. Na przykład, najgorętsza temperatura, jaką kiedykolwiek zarejestrowano na Ziemi, wyniosła 70,7 ° C (159 ° F), którą zarejestrowano na pustyni Lut w Iranie. Tymczasem najzimniejsza temperatura, jaką kiedykolwiek zarejestrowano na Ziemi, została zmierzona na radzieckiej stacji Wostok na płaskowyżu Antarktycznym, osiągając historycznie niskie -89,2 ° C (-129 ° F).
Atmosfera Marsa:
Planeta Mars ma bardzo cienką atmosferę, która składa się z 96% dwutlenku węgla, 1,93% argonu i 1,89% azotu oraz śladowych ilości tlenu i wody. Atmosfera jest dość zakurzona i zawiera cząstki o średnicy 1,5 mikrometra, co nadaje marsjańskiemu kolorowi jasnobrązowy wygląd z powierzchni. Ciśnienie atmosferyczne Marsa wynosi od 0,4 do 0,87 kPa, co odpowiada około 1% wartości Ziemi na poziomie morza.
Ze względu na cienką atmosferę i większą odległość od Słońca temperatura powierzchni Marsa jest znacznie niższa niż w Ziemi. Średnia temperatura planety wynosi -46 ° C (51 ° F), przy niskiej -143 ° C (-25,4 ° F) zimą na biegunach, a wysokiej 35 ° C (95 ° F) latem i południe na równiku.
Planeta przeżywa także burze piaskowe, które mogą przekształcić się w coś, co przypomina małe tornada. Większe burze piaskowe występują, gdy pył jest wdmuchiwany do atmosfery i nagrzewa się od Słońca. Cieplejsze powietrze wypełnione pyłem unosi się i wiatry stają się silniejsze, tworząc burze, które mogą mierzyć nawet tysiące kilometrów szerokości i trwają miesiącami. Kiedy stają się tak duże, mogą faktycznie zasłonić większość powierzchni.
W atmosferze marsjańskiej wykryto także śladowe ilości metanu o szacowanym stężeniu około 30 części na miliard (ppb). Występuje w długich pióropuszach, a profile sugerują, że metan został uwolniony z określonych regionów - pierwszy z nich znajduje się między Isidis a Utopia Planitia (30 ° N 260 ° W), a drugi w Arabii Terra (0 ° N 310 °) W).
Amoniak został również wstępnie wykryty na Marsie przez Mars Express satelita, ale o stosunkowo krótkim czasie życia. Nie jest jasne, co go wytworzyło, ale sugerowano, że aktywność wulkaniczna jest możliwym źródłem.
Atmosfera Jowisza:
Podobnie jak Ziemia, Jowisz doświadcza zorzy polarnych w pobliżu północnych i południowych biegunów. Ale na Jowiszu aktywność zorzy jest znacznie bardziej intensywna i rzadko kończy się. Intensywne promieniowanie, pole magnetyczne Jowisza i obfitość materiału z wulkanów Io, które reagują z jonosferą Jowisza, tworzą spektakl świetlny, który jest naprawdę spektakularny.
Jowisz doświadcza również gwałtownych zmian pogody. Prędkości wiatru 100 m / s (360 km / h) są powszechne w strefowych odrzutowcach i mogą osiągać prędkość nawet 620 km / h (385 mil / h). Burze powstają w ciągu kilku godzin i mogą z dnia na dzień osiągnąć tysiące kilometrów średnicy. Jedna burza, Wielka Czerwona Plama, szalała od co najmniej późnych lat 1600. Burza kurczy się i rozszerza w całej swojej historii; ale w 2012 roku zasugerowano, że Giant Red Spot może ostatecznie zniknąć.
Jowisz jest wiecznie pokryty chmurami złożonymi z kryształów amoniaku i prawdopodobnie wodorosiarczku amonu. Chmury te znajdują się w tropopauzie i są ułożone w pasma o różnych szerokościach geograficznych, znane jako „regiony tropikalne”. Warstwa chmur ma tylko około 50 km głębokości i składa się z co najmniej dwóch pokładów chmur: grubego pokładu dolnego i cieńszego wyraźniejszego obszaru.
Pod warstwą amoniaku może znajdować się również cienka warstwa chmur wodnych, o czym świadczą uderzenia pioruna wykryte w atmosferze Jowisza, które byłyby spowodowane biegunowością wody, tworząc separację ładunku potrzebną do wyładowania. Obserwacje wyładowań elektrycznych wskazują, że mogą być one nawet tysiąc razy silniejsze niż te obserwowane tutaj na Ziemi.
Atmosfera Saturna:
Zewnętrzna atmosfera Saturna zawiera 96,3% wodoru cząsteczkowego i 3,25% helu objętościowo. Wiadomo również, że gazowy gigant zawiera cięższe pierwiastki, chociaż ich proporcje w stosunku do wodoru i helu nie są znane. Zakłada się, że pasowałyby one do pierwotnej obfitości od powstania Układu Słonecznego.
W atmosferze Saturna wykryto również śladowe ilości amoniaku, acetylenu, etanu, propanu, fosfiny i metanu. Górne chmury składają się z kryształów amoniaku, podczas gdy chmury na niższych poziomach wydają się składać z wodorosiarczku amonu (NH4SH) lub woda. Promieniowanie ultrafioletowe ze Słońca powoduje fotolizę metanu w górnej atmosferze, co prowadzi do szeregu reakcji chemicznych węglowodorów, a powstałe produkty są przenoszone w dół przez wiry i dyfuzję.
Atmosfera Saturna wykazuje pasiasty wzór podobny do Jowisza, ale pasma Saturna są znacznie słabsze i szersze w pobliżu równika. Podobnie jak w przypadku warstw chmur Jowisza, są one podzielone na górną i dolną warstwę, które różnią się składem w zależności od głębokości i ciśnienia. W górnych warstwach chmur o temperaturach w zakresie 100–160 K i ciśnieniach między 0,5–2 barów chmury składają się z lodu amoniakalnego.
Chmury z lodem wodnym zaczynają się na poziomie, na którym ciśnienie wynosi około 2,5 bara, i rozciągają się do 9,5 bara, gdzie temperatura wynosi od 185–270 K. W tej warstwie znajduje się pas lodu z wodorosiarczku amonu, leżący w zakresie ciśnienia 3–6 bar o temperaturach 290–235 K. Wreszcie, dolne warstwy, w których ciśnienie wynosi 10–20 barów, a temperatura wynosi 270–330 K, zawierają obszar kropelek wody z amoniakiem w roztworze wodnym.
Czasami atmosfera Saturna wykazuje długowieczne owale, podobne do tego, co powszechnie obserwuje się na Jowiszu. Podczas gdy Jowisz ma Wielką Czerwoną Plamkę, Saturn okresowo ma tak zwaną Wielką Białą Plamę (zwaną także Wielką Białą Owalną). To wyjątkowe, ale krótkotrwałe zjawisko występuje raz w każdym roku Saturna, mniej więcej co 30 lat ziemskich, w czasie letniego przesilenia półkuli północnej.
Miejsca te mogą mieć kilka tysięcy kilometrów szerokości i zostały zaobserwowane w 1876, 1903, 1933, 1960 i 1990 roku. Od 2010 roku obserwuje się duży pas białych chmur zwany Północnym Zaburzeniem Elektrostatycznym otaczający Saturna, który został zauważony przez sonda kosmiczna Cassini. Jeśli okresowy charakter tych burz zostanie utrzymany, kolejna wystąpi około roku 2020.
Wiatry na Saturnie są drugą najszybszą spośród planet Układu Słonecznego, po Neptunie. Dane Voyager wskazują, że szczytowe wiatry wschodnie wynoszą 500 m / s (1800 km / h). Północne i południowe bieguny Saturna również wykazały oznaki burzowej pogody. Na biegunie północnym ma to postać heksagonalnego wzoru fali, podczas gdy południe pokazuje ślady masywnego strumienia.
Utrzymujący się sześciokątny wzór fali wokół bieguna północnego po raz pierwszy odnotowano w Podróżnik obrazy. Boki sześciokąta mają długość około 13 800 km (8600 mil) (co jest dłuższe niż średnica Ziemi), a konstrukcja obraca się z okresem 10h 39m 24s, który przyjmuje się za równy okresowi obrotu Wnętrze Saturna.
W międzyczasie wir południowego bieguna zaobserwowano po raz pierwszy za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. Te obrazy wskazują na obecność strumienia strumieniowego, ale nie sześciokątną falę stojącą. Szacuje się, że burze te wytwarzają wiatry o prędkości 550 km / h, są porównywalne pod względem wielkości do Ziemi i prawdopodobnie trwają od miliardów lat. W 2006 r. Sonda kosmiczna Cassini zaobserwowała burzę podobną do huraganu, która miała wyraźnie określone oko. Takich burz nie zaobserwowano na żadnej planecie innej niż Ziemia - nawet na Jowiszu.
Atmosfera Urana:
Podobnie jak Ziemia, atmosfera Urana jest podzielona na warstwy, w zależności od temperatury i ciśnienia. Podobnie jak inne gazowe olbrzymy, planeta nie ma twardej powierzchni, a naukowcy definiują powierzchnię jako region, w którym ciśnienie atmosferyczne przekracza jeden bar (ciśnienie występujące na Ziemi na poziomie morza). Cokolwiek dostępne dla możliwości teledetekcji - które rozciąga się do około 300 km poniżej poziomu 1 bara - jest również uważane za atmosferę.
Korzystając z tych punktów odniesienia, atmosferę Urana można podzielić na trzy warstwy. Pierwszą jest troposfera, pomiędzy wysokościami -300 km pod powierzchnią i 50 km nad nią, gdzie ciśnienia mieszczą się w zakresie od 100 do 0,1 bara (10 MPa do 10 kPa). Druga warstwa to stratosfera, która sięga od 50 do 4000 km i doświadcza ciśnień od 0,1 do 10-10 bar (10 kPa do 10 µPa).
Troposfera jest najgęstszą warstwą w atmosferze Urana. Tutaj temperatura waha się od 320 K (46,85 ° C / 116 ° F) u podstawy (-300 km) do 53 K (-220 ° C / -364 ° F) przy 50 km, przy czym górny obszar jest najzimniejszy w układzie słonecznym. Region tropopauzy jest odpowiedzialny za znaczną większość termicznej emisji podczerwieni Urana, określając w ten sposób jego efektywną temperaturę 59,1 ± 0,3 K.
W troposferze znajdują się warstwy chmur - chmury wody o najniższym ciśnieniu, a nad nimi chmury wodorosiarczku amonu. Następne są chmury amoniaku i siarkowodoru. Wreszcie cienkie chmury metanu leżały na górze.
W stratosferze temperatura waha się od 53 K (-220 ° C / -364 ° F) na górnym poziomie do 800 do 850 K (527 - 577 ° C / 980 - 1070 ° F) u podstawy termosfery, głównie dzięki ogrzewaniu spowodowanemu promieniowaniem słonecznym. Stratosfera zawiera etanowy smog, który może przyczynić się do nudnego wyglądu planety. Obecny jest również acetylen i metan, a te mgły pomagają ogrzać stratosferę.
Najbardziej zewnętrzna warstwa, termosfera i korona, rozciągają się od 4000 km do wysokości 50 000 km od powierzchni. Ten region ma jednolitą temperaturę 800–850 (577 ° C / 1070 ° F), chociaż naukowcy nie są pewni, dlaczego. Ponieważ odległość Słońca od Urana jest tak duża, ilość pochłoniętego światła słonecznego nie może być główną przyczyną.
Podobnie jak Jowisz i Saturn, pogoda Urana jest podobna, gdy układy są podzielone na pasma, które obracają się wokół planety, napędzane przez wewnętrzne ciepło wznoszące się do górnej atmosfery. W rezultacie wiatry na Uranie mogą osiągnąć prędkość do 900 km / h (560 mil / h), tworząc ogromne burze, takie jak te wykryte przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a w 2012 roku. Podobnie jak Wielka Czerwona Plama Jowisza, ta „Ciemna plama” była gigantyczna wir chmurowy, który mierzył 1700 kilometrów na 3000 kilometrów (1100 mil na 1900 mil).
Atmosfera Neptuna:
Na dużych wysokościach atmosfera Neptuna zawiera 80% wodoru i 19% helu, ze śladową ilością metanu. Podobnie jak w przypadku Urana, pochłanianie czerwonego światła przez atmosferyczny metan jest częścią tego, co nadaje Neptune niebieski odcień, chociaż Neptuna jest ciemniejszy i bardziej żywy. Ponieważ zawartość metanu atmosferycznego w Neptunie jest podobna do zawartości uranu, uważa się, że jakiś nieznany składnik przyczynia się do bardziej intensywnego zabarwienia Neptuna.
Atmosfera Neptuna jest podzielona na dwa główne regiony: niższą troposferę (gdzie temperatura spada wraz z wysokością) i stratosferę (gdzie temperatura rośnie wraz z wysokością). Granica między nimi, tropopauza, leży pod ciśnieniem 0,1 bara (10 kPa). Stratosfera następnie ustępuje termosferze pod ciśnieniem mniejszym niż 10-5 do 10-4 mikrobary (1 do 10 Pa), które stopniowo przechodzą do egzosfery.
Widma Neptuna sugerują, że jego niższa stratosfera jest zamglona z powodu kondensacji produktów spowodowanej oddziaływaniem promieniowania ultrafioletowego i metanu (tj. Fotolizy), który wytwarza związki takie jak etan i etyny. Stratosfera jest także domem dla śladowych ilości tlenku węgla i cyjanowodoru, które są odpowiedzialne za to, że stratosfera Neptuna jest cieplejsza niż uranu.
Z przyczyn, które pozostają niejasne, termosfera planety ma niezwykle wysokie temperatury około 750 K (476,85 ° C / 890 ° F). Planeta znajduje się zbyt daleko od Słońca, aby ciepło mogło być wytwarzane przez promieniowanie ultrafioletowe, co oznacza, że zaangażowany jest inny mechanizm grzewczy - którym może być interakcja atmosfery z jonami w polu magnetycznym planety lub fale grawitacyjne z wnętrza planety, które rozpraszają się w atmosfera.
Ponieważ Neptun nie jest ciałem stałym, jego atmosfera podlega rotacji różnicowej. Szeroka strefa równikowa obraca się z okresem około 18 godzin, co jest wolniejsze niż 16,1-godzinny obrót pola magnetycznego planety. Natomiast sytuacja odwrotna dotyczy regionów polarnych, w których okres rotacji wynosi 12 godzin.
Ten różnicowy obrót jest najbardziej wyraźny ze wszystkich planet w Układzie Słonecznym i powoduje silne poprzeczne ścinanie wiatru i gwałtowne burze. Wszystkie trzy najbardziej imponujące zostały zauważone w 1989 r. Przez sondę kosmiczną Voyager 2, a następnie nazwane na podstawie ich wyglądu.
Pierwszym, który został zauważony, była ogromna burza antycykloniczna o wymiarach 13 000 x 6600 km przypominająca Wielką Czerwoną Plamę Jowisza. Znana jako Wielka Ciemna Plama, ta burza nie została zauważona pięć później (2 listopada 1994), gdy szukał jej Kosmiczny Teleskop Hubble'a. Zamiast tego na północnej półkuli planety znaleziono nową burzę, która wyglądała bardzo podobnie, co sugeruje, że trwają one krócej niż okres Jowisza.
Hulajnoga to kolejna burza, grupa białych chmur położona dalej na południe od Wielkiej Ciemnej Plamy - przydomek, który pojawił się po raz pierwszy w miesiącach poprzedzających Voyager 2 spotkanie w 1989 r. Mała ciemna plama, południowa burza cykloniczna, była drugą najbardziej intensywną burzą zaobserwowaną podczas spotkania w 1989 r. Początkowo było całkowicie ciemno; ale jako Voyager 2 zbliżył się do planety, rozwinął się jasny rdzeń, który można było zobaczyć na większości obrazów o najwyższej rozdzielczości.
Podsumowując, wszystkie planety naszego Układu Słonecznego mają atmosferę. W porównaniu ze stosunkowo łagodną i gęstą atmosferą Ziemi, przedział ten jest bardzo cienki do bardzo gęstego. Zmieniają się także w temperaturach od ekstremalnie gorących (jak na Wenus) do ekstremalnie marznącego mrozu.
A jeśli chodzi o systemy pogodowe, rzeczy mogą być równie ekstremalne, z planetą przechwalającą się albo pogodą, albo intensywnymi burzami cyklonicznymi i pyłowymi, które powodują wstyd tutaj na Ziemi. I chociaż niektórzy są całkowicie wrogo nastawieni do życia, jakie znamy, inni mogą być w stanie z nim pracować.
Mamy wiele interesujących artykułów o atmosferze planetarnej w Space Magazine. Na przykład: Co to jest atmosfera? I artykuły o atmosferze Merkurego, Wenus, Marsa, Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna,
Aby uzyskać więcej informacji na temat atmosfer, sprawdź strony NASA na temat warstw atmosfery ziemskiej, cyklu węglowego oraz tego, jak atmosfera ziemska różni się od kosmosu.
Astronomy Cast ma odcinek o źródle atmosfery.
