Her på Jorden har vi en tendens til at tage vores atmosfære for givet og ikke uden grund. Vores atmosfære har en dejlig blanding af nitrogen og ilt (henholdsvis 78% og 21%) med spormængder vanddamp, kuldioxid og andre gasformige molekyler. Derudover nyder vi et atmosfærisk tryk på 101.325 kPa, der strækker sig til en højde på ca. 8,5 km.
Kort sagt, vores atmosfære er rigeligt og livsbærende. Men hvad med de andre planeter i solsystemet? Hvordan stables de op med hensyn til atmosfærisk sammensætning og pres? Vi ved faktisk, at de ikke er åndbare af mennesker og ikke kan støtte livet. Men hvad er forskellen mellem disse kugler af sten og gas og vores egne?
For det første skal det bemærkes, at hver planet i solsystemet har en atmosfære af den ene eller den anden art. Og disse spænder fra utroligt tynd og svag (som f.eks. Mercurys "eksosfære") til den utroligt tætte og kraftfulde - hvilket er tilfældet for alle gasgiganterne. Og afhængigt af planetens sammensætning, uanset om det er et land eller en gas / is-kæmpe, varierer de gasser, der udgør dens atmosfære, enten fra brint og helium til mere komplekse elementer som ilt, kuldioxid, ammoniak og metan.
Mercury's atmosfære:
Kviksølv er for varm og for lille til at bevare en atmosfære. Den har imidlertid en svag og variabel eksosfære, der består af brint, helium, ilt, natrium, calcium, kalium og vanddamp med et kombineret trykniveau på ca. 10-14 bjælke (en firedobling af Jordens atmosfæriske tryk). Det antages, at denne eksosfære blev dannet af partikler fanget fra solen, vulkanudgasser og snavs, der blev sparket ind i kredsløb ved mikrometeoritpåvirkninger.
Fordi det mangler en levedygtig atmosfære, har Merkur ingen måde at tilbageholde varmen fra solen. Som et resultat af dette og dets høje excentricitet oplever planeten betydelige variationer i temperaturen. Mens den side, der vender mod solen, kan nå temperaturer op til 700 K (427 ° C), mens siden i skygge falder ned til 100 K (-173 ° C).
Venus 'atmosfære:
Overfladeobservationer af Venus har været vanskelige i fortiden på grund af dens ekstremt tætte atmosfære, der primært er sammensat af kuldioxid med en lille mængde nitrogen. Ved 92 bar (9,2 MPa) er den atmosfæriske masse 93 gange Jordens atmosfære, og trykket ved planetens overflade er ca. 92 gange det på Jordens overflade.
Venus er også den hotteste planet i vores solsystem med en gennemsnitlig overfladetemperatur på 735 K (462 ° C / 863,6 ° F). Dette skyldes den CO²-rige atmosfære, der sammen med tykke svovldioxidskyer skaber den stærkeste drivhuseffekt i solsystemet. Over det tætte CO²-lag spreder tykke skyer, der hovedsageligt består af svovldioxid og svovlsyredråber omkring 90% af sollyset tilbage i rummet.
Et andet almindeligt fænomen er Venus 'stærke vind, der når hastigheder op til 85 m / s (300 km / t; 186,4 mph) ved skyetoppene og cirkler planeten hver fire til fem jorddage. Ved denne hastighed bevæger disse vinde sig op til 60 gange hastigheden for planetens rotation, mens Jordens hurtigste vinde kun er 10-20% af planetens rotationshastighed.
Venus flybys har også indikeret, at dens tætte skyer er i stand til at producere lyn, ligesom skyerne på Jorden. Deres intermitterende udseende indikerer et mønster, der er forbundet med vejraktivitet, og lynhastigheden er mindst halvdelen af det på Jorden.
Jordens atmosfære:
Jordens atmosfære, der er sammensat af nitrogen, ilt, vanddamp, kuldioxid og andre sporingsgasser, består også af fem lag. Disse består af troposfæren, stratosfæren, mesosfæren, termosfæren og eksosfæren. Som regel falder lufttrykket og densiteten, jo højere man går ind i atmosfæren, og jo længere man er fra overfladen.
Nærmest Jorden er Troposfæren, der strækker sig fra 0 til mellem 12 km og 17 km (0 til 7 og 10,56 mi) over overfladen. Dette lag indeholder omtrent 80% af massen af Jordens atmosfære, og næsten al atmosfærisk vanddamp eller fugt findes også her. Som et resultat er det det lag, hvor det meste af Jordens vejr finder sted.
Stratosfæren strækker sig fra troposfæren til en højde på 50 km (31 mi). Dette lag strækker sig fra toppen af troposfæren til stratopausen, som er i en højde af ca. 50 til 55 km (31 til 34 mi). Dette lag af atmosfæren er hjemsted for ozonlaget, som er den del af Jordens atmosfære, der indeholder relativt høje koncentrationer af ozongas.
Dernæst er Mesosfæren, der strækker sig fra en afstand fra 50 til 80 km (31 til 50 mi) over havets overflade. Det er det koldeste sted på Jorden og har en gennemsnitlig temperatur på ca. -85 ° C (-120 ° F; 190 K). Thermosfæren, det næsthøjeste lag i atmosfæren, strækker sig fra en højde på ca. 80 km (50 mi) op til termopausen, som er i en højde af 500–1000 km (310–620 mi).
Den nederste del af termosfæren, fra 80 til 550 kilometer (50 til 342 mi), indeholder ionosfæren - som er så navngivet, fordi det er her i atmosfæren, at partikler ioniseres ved solstråling. Dette lag er helt skyfrit og frit for vanddamp. Det er også i denne højde, at de fænomener, der er kendt som Aurora Borealis og Aurara Australis, er kendt for at finde sted.
Exosfæren, som er det yderste lag af jordens atmosfære, strækker sig fra eksobasen - beliggende øverst på termosfæren i en højde af ca. 700 km over havets overflade - til ca. 10.000 km (6.200 mi). Exosfæren smelter sammen med det ydre rums tomhed og består hovedsageligt af ekstremt lave tætheder af brint, helium og flere tungere molekyler, herunder nitrogen, ilt og kuldioxid
Eksosfæren er placeret for langt over Jorden til, at meteorologiske fænomener er mulige. Aurora Borealis og Aurora Australis forekommer dog undertiden i den nedre del af eksosfæren, hvor de overlapper hinanden i termosfæren.
Den gennemsnitlige overfladetemperatur på Jorden er cirka 14 ° C; men som allerede nævnt varierer dette. For eksempel var den varmeste temperatur nogensinde registreret på Jorden 70,7 ° C (159 ° F), som blev taget i Lut-ørkenen i Iran. I mellemtiden blev den koldeste temperatur nogensinde registreret på Jorden målt ved den sovjetiske Vostok Station på det antarktiske plateau og nåede et historisk lavpunkt på -89,2 ° C (-129 ° F).
Mars 'atmosfære:
Planet Mars har en meget tynd atmosfære, der er sammensat af 96% kuldioxid, 1,93% argon og 1,89% nitrogen sammen med spor af ilt og vand. Atmosfæren er temmelig støvede, der indeholder partikler, der måler 1,5 mikrometer i diameter, hvilket er det, der giver Marshimmelen en lysende farve, når den ses fra overfladen. Mars 'atmosfæriske tryk spænder fra 0,4 - 0,87 kPa, hvilket svarer til ca. 1% af jordens havoverflade.
På grund af dens tynde atmosfære og dens større afstand fra solen er overfladetemperaturen på Mars meget koldere end hvad vi oplever her på Jorden. Planetens gennemsnitstemperatur er -46 ° C (51 ° F) med et lavt -143 ° C (-225,4 ° F) om vinteren ved polerne og et højt på 35 ° C (95 ° F) om sommeren og middag ved ækvator.
Planeten oplever også støvstorme, der kan forvandles til det, der ligner små tornadoer. Større støvstorme forekommer, når støvet sprænges i atmosfæren og varmer op fra solen. Den varmere støvfyldte luft stiger, og vinden bliver stærkere, hvilket skaber storme, der kan måle op til tusinder af kilometer i bredden og vare i måneder ad gangen. Når de bliver så store, kan de faktisk blokere det meste af overfladen fra synet.
Spormængder af metan er også blevet påvist i den Martiske atmosfære med en estimeret koncentration på ca. 30 dele pr. Milliard (ppb). Det forekommer i udstrakte huler, og profilerne indebærer, at metanen blev frigivet fra specifikke regioner - hvoraf den første er placeret mellem Isidis og Utopia Planitia (30 ° N 260 ° W) og den anden i Arabia Terra (0 ° N 310 ° W).
Ammoniak blev også foreløbigt opdaget på Mars af Mars Express satellit, men med en relativt kort levetid. Det er ikke klart, hvad der producerede det, men vulkansk aktivitet er blevet foreslået som en mulig kilde.
Jupiters atmosfære:
Ligesom Jorden oplever Jupiter auroras nær dens nordlige og sydlige poler. Men på Jupiter er auroralaktiviteten meget mere intens og sjældent ophører. Den intense stråling, Jupiters magnetfelt og overflod af materiale fra Ios vulkaner, der reagerer med Jupiters ionosfære, skaber et lysshow, der virkelig er spektakulært.
Jupiter oplever også voldelige vejrmønstre. Vindhastigheder på 100 m / s (360 km / t) er almindelige i zonstråler og kan nå op til 620 km / t. Storme dannes inden for få timer og kan blive tusinder af km i diameter natten over. En storm, den store røde plet, har raset siden mindst i slutningen af 1600-tallet. Stormen er blevet krympet og udvidet gennem sin historie; men i 2012 blev det antydet, at den gigantiske røde plet i sidste ende kunne forsvinde.
Jupiter er altid belagt med skyer sammensat af ammoniakkrystaller og muligvis ammoniumhydrosulfid. Disse skyer er placeret i tropopausen og er arrangeret i bånd med forskellige breddegrader, kendt som ”tropiske regioner”. Skyet er kun ca. 50 km dybt og består af mindst to dæk skyer: et tykt nedre dæk og et tynd klarere område.
Der kan også være et tyndt lag med vandskyer, der ligger bag ammoniaklaget, hvilket kan bevises ved lynnedslag, der blev opdaget i Jupiters atmosfære, hvilket ville være forårsaget af vandets polaritet, hvilket skaber den ladningsseparation, der er nødvendig for lynet. Observationer af disse elektriske udladninger viser, at de kan være op til tusind gange så kraftige som dem, der er observeret her på Jorden.
Saturns atmosfære:
Den ydre atmosfære af Saturn indeholder 96,3% molekylært brint og 3,25 volumenprocent helium. Gasgiganten er også kendt for at indeholde tungere elementer, skønt andelen af disse i forhold til brint og helium ikke er kendt. Det antages, at de ville matche den oprindelige overflod fra dannelsen af solsystemet.
Spormængder af ammoniak, acetylen, ethan, propan, phosphin og methan er også blevet påvist i Saturns atmosfære. De øverste skyer er sammensat af ammoniakkrystaller, mens skyerne på lavere niveau ser ud til at bestå af enten ammoniumhydrosulfid (NH4SH) eller vand. Ultraviolet stråling fra solen forårsager metanfotolyse i den øvre atmosfære, hvilket fører til en række carbonhydridkemiske reaktioner, hvor de resulterende produkter føres nedad ved hvirvler og diffusion.
Saturns atmosfære udviser et båndmønster, der ligner Jupiters, men Saturns bands er meget svagere og bredere nær ækvator. Som med Jupiters skylag, er de opdelt i de øverste og nedre lag, som varierer i sammensætning baseret på dybde og tryk. I de øverste skylag med temperaturer i intervallet 100-160 K og tryk mellem 0,5 og 2 bar består skyerne af ammoniakis.
Vandisskyer begynder på et niveau, hvor trykket er ca. 2,5 bar og strækker sig ned til 9,5 bar, hvor temperaturerne spænder fra 185-270 K. Blandet i dette lag er et bånd af ammoniumhydrosulfidis, der ligger i trykområdet 3-6 bar med temperaturer på 290-235 K. Endelig indeholder de nedre lag, hvor trykket er mellem 10-20 bar og temperaturerne 270–330 K, et område med vanddråber med ammoniak i en vandig opløsning.
Lejlighedsvis udstiller Saturns atmosfære langvarige ovaler, svarende til hvad der ofte ses på Jupiter. Mens Jupiter har den store røde plet, har Saturn med jævne mellemrum det, der er kendt som den store hvide plet (alias Great White Oval). Dette unikke, men kortvarige fænomen forekommer en gang hvert Saturnian år, omtrent hvert 30. Jordår, omkring tidspunktet for den nordlige halvkugles sommersolværk.
Disse pletter kan være flere tusinder af kilometer brede og er blevet observeret i 1876, 1903, 1933, 1960 og 1990. Siden 2010 er der observeret et stort bånd af hvide skyer kaldet den nordlige elektrostatiske forstyrrelse, der indhyllede Saturn, der blev opdaget af Cassini-rumsonde. Hvis de storme med jævne mellemrum opretholdes, forekommer en anden i omkring 2020.
Vindene på Saturn er den næsthurtigste blandt solsystemets planeter, efter Neptunes. Voyager-data viser maksimal østlig vind på 500 m / s (1800 km / t). Saturns nordlige og sydlige pol har også vist tegn på stormvejr. Ved nordpolen har dette form af et sekskantet bølgemønster, hvorimod syd viser tegn på en massiv jetstrøm.
Det vedvarende hexagonale bølgemønster omkring nordpolen blev først bemærket i Voyager billeder. Hexagonens sider er hver ca. 13.800 km (8.600 mi) lange (hvilket er længere end jordens diameter), og strukturen roterer med en periode på 10 t 39m 24s, hvilket antages at være lig med rotationsperioden på Saturns interiør.
Sydpolvirvlen blev i mellemtiden først observeret ved hjælp af Hubble-rumteleskopet. Disse billeder indikerede tilstedeværelsen af en jetstrøm, men ikke en hexagonal stående bølge. Disse storme skønnes at generere vinde på 550 km / t, er sammenlignelige i størrelse med Jorden og antages at have foregået i milliarder af år. I 2006 observerede Cassini-rummet en orkanlignende storm, der havde et klart defineret øje. Sådanne storme var ikke blevet observeret på nogen anden planet end Jorden - heller ikke på Jupiter.
Uranus 'atmosfære:
Som med Jorden brydes atmosfæren i Uranus i lag, afhængig af temperatur og tryk. Som de andre gasgiganter har planeten ikke en fast overflade, og forskere definerer overfladen som det område, hvor atmosfæretrykket overstiger en bar (det tryk, der findes på Jorden ved havets overflade). Alt, der er tilgængeligt for fjernfølende evner - der strækker sig ned til ca. 300 km under niveauet på 1 bar - betragtes også som atmosfæren.
Ved hjælp af disse referencepunkter kan Uranus 'atmosfære opdeles i tre lag. Den første er troposfæren mellem -300 km under overfladen og 50 km over den, hvor trykket spænder fra 100 til 0,1 bar (10 MPa til 10 kPa). Det andet lag er stratosfæren, der når mellem 50 og 4000 km og oplever pres mellem 0,1 og 10-10 bar (10 kPa til 10 uPa).
Troposfæren er det tætteste lag i Uranus 'atmosfære. Her varierer temperaturen fra 320 K (46,85 ° C / 116 ° F) ved basen (-300 km) til 53 K (-220 ° C / -364 ° F) ved 50 km, hvor den øverste region er den koldeste i solsystemet. Tropopauseregionen er ansvarlig for langt de fleste af Uranus 'termiske infrarøde emissioner og bestemmer dermed dens effektive temperatur på 59,1 ± 0,3 K.
Inden i troposfæren er lag af skyer - vandskyer ved det laveste tryk med ammoniumhydrosulfidskyer over dem. Ammoniak og brint sulfid skyer kommer næste. Endelig lå tynde metansky på toppen.
I stratosfæren varierer temperaturer fra 53 K (-220 ° C / -364 ° F) ved det øverste niveau til mellem 800 og 850 K (527 - 577 ° C / 980 - 1070 ° F) ved basis af termosfæren, stort set takket være opvarmning forårsaget af solstråling. Stratosfæren indeholder ethansmog, som kan bidrage til klodens kedelige udseende. Acetylen og methan er også til stede, og disse uklarheder hjælper med at varme stratosfæren.
Det yderste lag, termosfæren og korona, strækker sig fra 4.000 km til så højt som 50.000 km fra overfladen. Denne region har en ensartet temperatur på 800-850 (577 ° C / 1.070 ° F), selvom forskere er usikre på årsagen. Fordi afstanden til Uranus fra solen er så stor, kan den absorberede sollys ikke være den primære årsag.
Ligesom Jupiter og Saturn følger Uranus vejr et lignende mønster, hvor systemer opdeles i bånd, der roterer rundt om planeten, som drives af indre varme, der stiger til den øvre atmosfære. Som et resultat kan vinde på Uranus nå op til 900 km / t (560 mph), hvilket skaber massive storme som den, der blev opdaget af Hubble-rumteleskopet i 2012. I lighed med Jupiters store røde plet var denne "Dark Spot" en kæmpe skyhvirvel, der målte 1.700 kilometer med 3.000 kilometer (1.100 miles med 1.900 miles).
Neptuns atmosfære:
I store højder er Neptunes atmosfære 80% brint og 19% helium, med en spormængde af methan. Ligesom med Uranus er denne absorption af rødt lys af den atmosfæriske metan en del af det, der giver Neptune sin blå farvetone, selvom Neptunes er mørkere og mere levende. Fordi Neptunes atmosfæriske metanindhold ligner indholdet af Uranus, menes en ukendt bestanddel at bidrage til Neptunes mere intense farvestoffer.
Neptuns atmosfære er opdelt i to hovedregioner: den nedre troposfære (hvor temperaturen falder med højden) og stratosfæren (hvor temperaturen stiger med højden). Grænsen mellem de to, tropopausen, ligger ved et tryk på 0,1 bar (10 kPa). Stratosfæren giver derefter plads til termosfæren ved et tryk på under 10-5 til 10-4 mikrobjælker (1 til 10 Pa), som gradvist overgår til eksosfæren.
Neptuns spektre antyder, at dens nedre stratosfære er diset på grund af kondensation af produkter forårsaget af interaktion mellem ultraviolet stråling og methan (dvs. fotolyse), der producerer forbindelser som ethan og etyn. I stratosfæren findes også spor af mængder kulilte og brintcyanid, som er ansvarlige for, at Neptunes stratosfære er varmere end Uranus.
Af grunde, der forbliver uklare, oplever planetens termosfære usædvanligt høje temperaturer på ca. 750 K (476,85 ° C / 890 ° F). Planeten er for langt fra solen til, at denne varme genereres ved ultraviolet stråling, hvilket betyder, at en anden opvarmningsmekanisme er involveret - hvilket kan være atmosfærens interaktion med ion i planetens magnetfelt, eller tyngdekraftsbølger fra planetens indre, der spreder sig atmosfæren.
Fordi Neptune ikke er en solid krop, gennemgår dens atmosfære differentiel rotation. Den brede ækvatorzone roterer med en periode på ca. 18 timer, hvilket er langsommere end 16,1-timers rotation af planetens magnetfelt. Derimod er det omvendte tilfældet for de polære områder, hvor rotationsperioden er 12 timer.
Denne differentielle rotation er den mest udtalt af enhver planet i solsystemet og resulterer i stærk latitudinal vindskær og voldelige storme. De tre mest imponerende blev alle opdaget i 1989 af Voyager 2-rumsonde og blev derefter navngivet på baggrund af deres optræden.
Den første, der blev set, var en massiv anticyklonisk storm, der målte 13.000 x 6.600 km og lignede den store røde plet af Jupiter. Denne storm, der blev kendt som den store mørke plet, blev ikke opdaget fem senere (2. november 1994), da Hubble-rumteleskopet kiggede efter det. I stedet blev der fundet en ny storm, der var meget ens i udseendet på planetens nordlige halvkugle, hvilket antyder, at disse storme har en kortere levetid end Jupiters.
Scooter er en anden storm, en hvid skygruppe placeret længere syd end den Store mørke plet - et kaldenavn, der først opstod i løbet af månederne op til Voyager 2 møde i 1989. Den lille mørke plet, en sydlig cyklonisk storm, var den næst mest intense storm observeret under mødet i 1989. Det var oprindeligt helt mørkt; men som Voyager 2 nærmede sig planeten, en lys kerne udviklede sig og kunne ses i de fleste af billederne i højeste opløsning.
Sammenfattende har planeten i vores solsystem alle atmosfærer af slags. Og sammenlignet med Jordens relativt skrøbelige og tykke atmosfære, kører de spændingen mellem meget meget tynd til meget meget tæt. De varierer også i temperaturer fra den ekstremt varme (som på Venus) til den ekstreme frysekulde.
Og når det kommer til vejrsystemer, kan tingene lige så ekstreme med planetens prale af enten vejr overhovedet eller intense cykloniske og støvstorme, der bringer storme her og Jorden til skamme. Og mens nogle er helt fjendtlige over for livet, som vi kender det, kan andre måske være i stand til at arbejde med.
Vi har mange interessante artikler om planetarisk atmosfære her på Space Magazine. For eksempel er han Hvad er atmosfæren? Og artikler om atmosfæren i Mercury, Venus, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus og Neptune,
For mere information om atmosfæren, tjek NASAs sider om Jordens atmosfæriske lag, kulstofcyklussen, og hvordan Jordens atmosfære adskiller sig fra rummet.
Astronomy Cast har en episode om kilden til atmosfæren.
