Her på jorden har vi en tendens til å ta atmosfæren vår for gitt, og ikke uten grunn. Atmosfæren vår har en nydelig blanding av nitrogen og oksygen (henholdsvis 78% og 21%) med spormengder av vanndamp, karbondioksid og andre gassformede molekyler. Dessuten har vi et atmosfærisk trykk på 101.325 kPa, som strekker seg til en høyde på omtrent 8,5 km.
Kort sagt, atmosfæren vår er rikelig og livsopprettholdende. Men hva med de andre planetene i solsystemet? Hvordan stabler de seg når det gjelder atmosfærisk sammensetning og trykk? Vi vet med et faktum at de ikke er pustende av mennesker og ikke kan støtte livet. Men akkurat hva er forskjellen mellom disse ballene med stein og gass og våre egne?
For det første skal det bemerkes at hver planet i solsystemet har en atmosfære av en eller annen art. Og disse spenner fra utrolig tynn og tynn (for eksempel Mercurys "eksosfære") til den utrolig tette og kraftige - noe som er tilfelle for alle gassgigantene. Og avhengig av planetenes sammensetning, enten det er en landlig eller en gass / is-gigant, varierer gassene som utgjør dens atmosfære fra enten hydrogen og helium til mer komplekse elementer som oksygen, karbondioksid, ammoniakk og metan.
Mercury's Atmosphere:
Kvikksølv er for varmt og for lite til å beholde en atmosfære. Imidlertid har den en tynn og variabel eksosfære som består av hydrogen, helium, oksygen, natrium, kalsium, kalium og vanndamp, med et kombinert trykknivå på omtrent 10-14 bar (en firedoblet av Jordens atmosfæretrykk). Det antas at denne eksosfæren ble dannet av partikler fanget fra solen, vulkanutgassing og rusk som ble sparket inn i bane av mikrometeorittpåvirkning.
Fordi det mangler en levedyktig atmosfære, har Merkur ingen måte å beholde varmen fra sola. Som et resultat av dette og dens høye eksentrisitet opplever planeten betydelige temperaturvariasjoner. Mens siden som vender mot solen kan nå temperaturer opp til 700 K (427 ° C), mens siden i skyggen faller ned til 100 K (-173 ° C).
Venus 'atmosfære:
Overflateobservasjoner av Venus har vært vanskelig tidligere, på grunn av den ekstremt tette atmosfæren, som hovedsakelig er sammensatt av karbondioksid med en liten mengde nitrogen. Ved 92 bar (9,2 MPa) er den atmosfæriske massen 93 ganger så stor som jordens atmosfære, og trykket på planetens overflate er omtrent 92 ganger det på jordens overflate.
Venus er også den hotteste planeten i solsystemet vårt, med en gjennomsnittlig overflatetemperatur på 735 K (462 ° C / 863.6 ° F). Dette skyldes den CO²-rike atmosfæren som sammen med tykke svoveldioksydskyer gir den sterkeste drivhuseffekten i solsystemet. Over det tette CO²-laget sprer tykke skyer som hovedsakelig består av svoveldioksid og svovelsyredråper rundt 90% av sollyset tilbake i verdensrommet.
Et annet vanlig fenomen er Venus 'sterke vind, som når hastigheter opp til 85 m / s (300 km / t; 186,4 mph) ved skyetoppene og sirkler planeten hver fjerde til fem jorddag. Med denne hastigheten beveger disse vindene seg opptil 60 ganger hastigheten på planetens rotasjon, mens jordas raskeste vind bare er 10-20% av planetens rotasjonshastighet.
Venus flybys har også indikert at dens tette skyer er i stand til å produsere lyn, omtrent som skyene på jorden. Deres intermitterende utseende indikerer et mønster assosiert med væraktivitet, og lynraten er minst halvparten av den på jorden.
Jordens atmosfære:
Jordens atmosfære, som består av nitrogen, oksygen, vanndamp, karbondioksid og andre sporingsgasser, består også av fem lag. Disse består av troposfæren, stratosfæren, mesosfæren, termosfæren og eksosfæren. Som regel avtar lufttrykk og tetthet jo høyere en går ut i atmosfæren og jo lenger fra overflaten.
Nærmest jorden er Troposphere, som strekker seg fra 0 til mellom 12 km og 17 km (0 til 7 og 10,56 mi) over overflaten. Dette laget inneholder omtrent 80% av massen av jordens atmosfære, og nesten all atmosfærisk vanndamp eller fuktighet finnes også her. Som et resultat er det laget der mesteparten av jordens vær finner sted.
Stratosfæren strekker seg fra Troposfæren til en høyde på 50 km (31 mi). Dette laget strekker seg fra toppen av troposfæren til stratopausen, som er i en høyde av omtrent 50 til 55 km (31 til 34 mi). Dette laget av atmosfæren er hjemmet til ozonlaget, som er den delen av jordas atmosfære som inneholder relativt høye konsentrasjoner av ozongass.
Neste er Mesosfæren, som strekker seg fra 50 til 80 km (31 til 50 mi) over havet. Det er det kaldeste stedet på jorden og har en gjennomsnittstemperatur på rundt -85 ° C (-120 ° F; 190 K). Thermosphere, det nest høyeste laget av atmosfæren, strekker seg fra en høyde på ca. 80 km opp til termopausen, som ligger i en høyde av 500–1000 km (310–620 mi).
Den nedre delen av termosfæren, fra 80 til 550 kilometer (50 til 342 mi), inneholder ionosfæren - som er så kalt fordi det er her i atmosfæren at partikler blir ionisert av solstråling. Dette laget er helt skyfritt og fritt for vanndamp. Det er også i denne høyden fenomenene kjent som Aurora Borealis og Aurara Australis er kjent for å finne sted.
Eksosfæren, som er det ytterste laget av jordens atmosfære, strekker seg fra eksobasen - som ligger på toppen av termosfæren i en høyde av omtrent 700 km over havet - til omtrent 10.000 km (6.200 mi). Eksosfæren smelter sammen med tomheten i det ytre rom, og består hovedsakelig av ekstremt lave tettheter av hydrogen, helium og flere tyngre molekyler inkludert nitrogen, oksygen og karbondioksid.
Eksosfæren er lokalisert for langt over jorden for at meteorologiske fenomener skal være mulig. Imidlertid forekommer noen ganger Aurora Borealis og Aurora Australis i den nedre delen av eksosfæren, der de overlapper hverandre i termosfæren.
Den gjennomsnittlige overflatetemperaturen på jorden er omtrent 14 ° C; men som allerede nevnt, dette varierer. For eksempel var den varmeste temperaturen noensinne registrert på jorden 70,7 ° C (159 ° F), som ble tatt i Lut-ørkenen i Iran. I mellomtiden ble den kaldeste temperaturen som noen gang er registrert på jorden, målt på den sovjetiske Vostok-stasjonen på Antarktisplatået, og nådde et historisk lavtemperatur på -89,2 ° C (-129 ° F).
Mars 'atmosfære:
Planet Mars har en veldig tynn atmosfære som er sammensatt av 96% karbondioksid, 1,93% argon og 1,89% nitrogen sammen med spor av oksygen og vann. Atmosfæren er ganske støvete, og inneholder partikler som måler 1,5 mikrometer i diameter, og det er det som gir Marshimmelen en tawny farge når den sees fra overflaten. Mars 'atmosfæriske trykk varierer fra 0,4 - 0,87 kPa, noe som tilsvarer omtrent 1% av jordens havoverflate.
På grunn av den tynne atmosfæren og dens større avstand fra sola, er overflatetemperaturen til Mars mye kaldere enn hva vi opplever her på jorden. Planetens gjennomsnittstemperatur er -46 ° C (51 ° F), med et lavt av -143 ° C (-225.4 ° F) om vinteren ved polene, og et høyt på 35 ° C om sommeren og middag ved ekvator.
Planeten opplever også støvstormer, som kan bli til det som ligner små tornadoer. Større støvstorm oppstår når støvet blåses ut i atmosfæren og varmer opp fra solen. Den varmere støvfylte luften stiger, og vindene blir sterkere, og skaper stormer som kan måle seg opptil tusenvis av kilometer i bredden og vare i flere måneder om gangen. Når de blir så store, kan de faktisk blokkere det meste av overflaten fra utsikten.
Spormengder metan er også blitt påvist i den Martiske atmosfæren, med en estimert konsentrasjon på omtrent 30 deler per milliard (ppb). Det forekommer i utvidede plumes, og profilene innebærer at metan ble frigjort fra spesifikke regioner - hvorav den første ligger mellom Isidis og Utopia Planitia (30 ° N 260 ° W) og den andre i Arabia Terra (0 ° N 310 ° W).
Ammoniakk ble også foreløpig oppdaget på Mars av Mars Express satellitt, men med relativt kort levetid. Det er ikke klart hva som produserte det, men vulkansk aktivitet har blitt foreslått som en mulig kilde.
Jupiters atmosfære:
På samme måte som Jorden, opplever Jupiter auroras nær de nordlige og sørlige polene. Men på Jupiter er auroralaktiviteten mye mer intens og sjelden stopper noen gang. Den intense strålingen, Jupiters magnetfelt og overflod av materiale fra Ios vulkaner som reagerer med Jupiters ionosfære, skaper et lysshow som virkelig er spektakulært.
Jupiter opplever også voldelige værmønstre. Vindhastigheter på 100 m / s (360 km / t) er vanlige i zonstråler, og kan nå så høye som 620 km / t. Det dannes stormer i løpet av timer og kan bli tusenvis av kilometer i diameter over natten. En storm, den store røde flekken, har rasert siden minst på slutten av 1600-tallet. Stormen har krympet og utvidet seg gjennom hele sin historie; men i 2012 ble det antydet at Giant Red Spot til slutt kan forsvinne.
Jupiter er evig dekket med skyer sammensatt av ammoniakkkrystaller og muligens ammoniumhydrosulfid. Disse skyene ligger i tropopausen og er ordnet i bånd av forskjellige breddegrader, kjent som “tropiske regioner”. Skylaget er bare omtrent 50 km (31 mi) dypt, og består av minst to dekk av skyer: et tykt nedre dekk og et tynt klarere område.
Det kan også være et tynt lag med vannskyer som ligger under ammoniaksjiktet, noe som fremgår av lynnedslag som ble oppdaget i atmosfæren til Jupiter, noe som vil være forårsaket av at vannets polaritet skaper ladningsseparasjonen som er nødvendig for lynet. Observasjoner av disse elektriske utladningene indikerer at de kan være opptil tusen ganger så kraftige som de som er observert her på jorden.
Saturns atmosfære:
Den ytre atmosfæren i Saturn inneholder 96,3% molekylært hydrogen og 3,25 volumprosent helium. Gassgiganten er også kjent for å inneholde tyngre elementer, selv om proporsjonene av disse i forhold til hydrogen og helium ikke er kjent. Det antas at de ville samsvare med den overordnede overflod fra dannelsen av solsystemet.
Spormengder av ammoniakk, acetylen, etan, propan, fosfin og metan er også påvist i Saturns atmosfære. De øvre skyene er sammensatt av ammoniakkkrystaller, mens skyene på lavere nivå ser ut til å bestå av enten ammoniumhydrosulfid (NH4SH) eller vann. Ultrafiolett stråling fra solen forårsaker metan-fotolyse i den øvre atmosfære, noe som fører til en serie hydrokarbonkjemiske reaksjoner, hvorved de resulterende produktene blir ført nedover av virvler og diffusjon.
Saturns atmosfære viser et båndete mønster som ligner Jupiters, men Saturns band er mye svakere og bredere nær ekvator. Som med Jupiters skylag, er de delt inn i de øvre og nedre lag, som varierer i sammensetning basert på dybde og trykk. I de øvre skylag, med temperaturer i området 100–160 K og trykk mellom 0,5–2 bar, består skyene av ammoniakkis.
Vannisskyer begynner på et nivå der trykket er omtrent 2,5 bar og strekker seg ned til 9,5 bar, der temperaturene varierer fra 185–270 K. Innblandet i dette laget er et bånd av ammoniumhydrosulfid-is, som ligger i trykkområdet 3–6 bar med temperaturer på 290–235 K. Til slutt inneholder de nedre lag, der trykket er mellom 10–20 bar og temperaturene 270–330 K, et område med vanndråper med ammoniakk i en vandig løsning.
Noen ganger viser Saturns atmosfære langvarige ovaler, som ligner det som ofte observeres på Jupiter. Mens Jupiter har den store røde flekken, har Saturn med jevne mellomrom det som er kjent som den store hvite flekken (alias Great White Oval). Dette unike, men kortvarige fenomenet oppstår en gang hvert Saturnian-år, omtrent hvert 30. Jordår, rundt tiden på den nordlige halvkule sommersolverv.
Disse stedene kan være flere tusen kilometer brede, og er blitt observert i 1876, 1903, 1933, 1960 og 1990. Siden 2010 har et stort band med hvite skyer kalt Northern Electrostatic Disturbance blitt observert som omslutter Saturn, som ble oppdaget av Cassini-romsonden. Hvis den periodiske naturen til disse stormene opprettholdes, vil en annen skje i løpet av 2020.
Vindene på Saturn er den nest raskeste blant solsystemets planeter, etter Neptunes. Voyager-data indikerer topp østlig vind på 500 m / s (1800 km / t). Saturns nordlige og sørlige pol har også vist tegn på stormvær. På nordpolen har dette formen av et sekskantet bølgemønster, mens sør viser tegn på en massiv jetstrøm.
Det vedvarende sekskantede bølgemønsteret rundt nordpolen ble først notert i Voyager Bilder. Seksjonene av sekskanten er hver om lag 13 800 km (8 600 mi) lange (som er lengre enn jordens diameter) og strukturen roterer med en periode på 10 t 39m 24s, som antas å være lik rotasjonsperioden på Saturns interiør.
Sørpolvirvelen ble i mellomtiden først observert ved bruk av Hubble-romteleskopet. Disse bildene indikerte tilstedeværelsen av en jetstrøm, men ikke en sekskantet stående bølge. Disse stormene anslås å generere vind på 550 km / t, er sammenlignbare i størrelse med Jorden, og antas å ha pågått i milliarder av år. I 2006 observerte Cassini-romsonden en orkanlignende storm som hadde et klart definert øye. Slike stormer hadde ikke blitt observert på andre planeter enn Jorden - heller ikke på Jupiter.
Uranus 'atmosfære:
Som med Jorden, brytes atmosfæren til Uranus i lag, avhengig av temperatur og trykk. I likhet med de andre gassgigantene har ikke planeten en fast overflate, og forskere definerer overflaten som det området hvor atmosfæretrykket overstiger en bar (trykket som finnes på jorden på havnivå). Alt som er tilgjengelig for fjernfølingsevne - som strekker seg ned til omtrent 300 km under nivået på 1 bar - regnes også som atmosfæren.
Ved å bruke disse referansepunktene kan Uranus 'atmosfære deles inn i tre lag. Den første er troposfæren, mellom -300 km under overflaten og 50 km over den, der trykket varierer fra 100 til 0,1 bar (10 MPa til 10 kPa). Det andre laget er stratosfæren, som når mellom 50 og 4000 km og opplever trykk mellom 0,1 og 10-10 bar (10 kPa til 10 uPa).
Troposfæren er det tetteste laget 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 øvre regionen er den kaldeste i solsystemet. Tropopause-regionen er ansvarlig for det store flertallet av Uranus termiske infrarøde utslipp, og bestemmer dermed dens effektive temperatur på 59,1 ± 0,3 K.
Innenfor troposfæren er lag med skyer - vannskyer med det laveste trykk, med ammoniumhydrosulfidskyer over seg. Ammoniakk og hydrogensulfidskyer kommer neste. Til slutt lå tynne metanskyer på toppen.
I stratosfæren varierer temperaturene fra 53 K (-220 ° C / -364 ° F) på det øverste nivået til mellom 800 og 850 K (527 - 577 ° C / 980 - 1070 ° F) ved basen av termosfæren, hovedsakelig takket være oppvarming forårsaket av solstråling. Stratosfæren inneholder etansmugg, noe som kan bidra til klodens kjedelige utseende. Acetylen og metan er også til stede, og disse disene hjelper til med å varme opp stratosfæren.
Det ytterste laget, termosfæren og korona, strekker seg fra 4000 km til så høyt som 50 000 km fra overflaten. Denne regionen har en enhetlig temperatur på 800-850 (577 ° C / 1.070 ° F), selv om forskere er usikre på grunnen. Fordi avstanden til Uranus fra solen er så stor, kan ikke den absorberte sollyset være den primære årsaken.
I likhet med Jupiter og Saturn følger Uranus vær et lignende mønster der systemer brytes opp i bånd som roterer rundt planeten, som drives av indre varme som stiger til den øvre atmosfæren. Som et resultat kan vind på Uranus nå opp til 900 km / t (560 mph), og skape enorme stormer som den som ble oppdaget av Hubble-romteleskopet i 2012. I likhet med Jupiters Great Red Spot, var denne "Dark Spot" en gigantisk skyvirvel som målte 1.700 kilometer med 3.000 kilometer (1.100 miles by 1.900 miles).
Neptuns atmosfære:
I store høyder er Neptuns atmosfære 80% hydrogen og 19% helium, med en sporbar mengde metan. Som med Uranus, er denne absorpsjonen av rødt lys av den atmosfæriske metanen en del av det som gir Neptune sin blå fargetone, selv om Neptunes er mørkere og mer levende. Fordi Neptuns atmosfæriske metaninnhold ligner på innholdet i Uranus, antas noen ukjente bestanddeler å bidra til Neptuns mer intense fargelegging.
Neptuns atmosfære er delt inn i to hovedregioner: den nedre troposfæren (der temperaturen synker med høyden), og stratosfæren (hvor temperaturen øker med høyden). Grensen mellom de to, tropopausen, ligger ved et trykk på 0,1 bar (10 kPa). Stratosfæren viker deretter for termosfæren ved et trykk lavere enn 10-5 til 10-4 mikrobarer (1 til 10 Pa), som gradvis går over til eksosfæren.
Neptuns spektra antyder at den nedre stratosfæren er disig på grunn av kondensering av produkter forårsaket av samspillet mellom ultrafiolett stråling og metan (dvs. fotolyse), som produserer forbindelser som etan og etyn. I stratosfæren er det også spor etter mengder karbonmonoksid og hydrogensyanid, som er ansvarlig for at Neptunes stratosfære er varmere enn for Uranus.
Av grunner som forblir uklare, opplever planetens termosfære uvanlige høye temperaturer på omtrent 750 K (476,85 ° C / 890 ° F). Planeten er for langt fra solen til at denne varmen kan genereres av ultrafiolett stråling, noe som betyr at en annen oppvarmingsmekanisme er involvert - som kan være atmosfærens interaksjon med ioner i planetens magnetfelt, eller tyngdekraftsbølger fra planetens indre som sprer seg ut i atmosfæren.
Fordi Neptune ikke er en solid kropp, gjennomgår atmosfæren forskjellig rotasjon. Den brede ekvatorialsonen roterer med en periode på omtrent 18 timer, noe som er tregere enn 16,1-timers rotasjon av planetens magnetiske felt. Derimot er det motsatte tilfelle for de polare områdene der rotasjonsperioden er 12 timer.
Denne differensialrotasjonen er den mest uttalt av noen planet i solsystemet, og resulterer i sterk breddegradsvind og voldelige stormer. De tre mest imponerende ble alle oppdaget i 1989 av Voyager 2-romsonden, og deretter navngitt ut fra deres opptredener.
Den første som ble oppdaget var en massiv antisyklonisk storm som målte 13 000 x 6 600 km og lignet på Jupiters store røde flekk. Denne stormen, som ble kjent som den store mørke flekken, ble ikke oppdaget fem senere (2. november 1994) da Hubble-romteleskopet så etter det. I stedet ble en ny storm som var veldig lik utseendet funnet på planetens nordlige halvkule, noe som antyder at disse stormene har en kortere levetid enn Jupiters.
Scooter er en annen storm, en hvit skygruppe som ligger lenger sør enn Great Dark Spot - et kallenavn som først oppstod i løpet av månedene frem til Voyager 2 møte i 1989. The Small Dark Spot, en sørlig syklonisk storm, var den nest mest intense stormen som ble observert under 1989-møtet. Det var i utgangspunktet helt mørkt; men som Voyager 2 nærmet seg planeten, en lysende kjerne utviklet seg og kunne sees i de fleste bilder med høy oppløsning.
I sum har planetene i solsystemet vårt alle slags atmosfærer. Og sammenlignet med jordas relativt milde og tykke atmosfære, kjører de spekteret mellom veldig veldig tynt til veldig veldig tett. De varierer også i temperaturer fra ekstremt varmt (som på Venus) til ekstrem iskaldt.
Og når det kommer til værsystemer, kan ting like ekstreme, med planetens skryt for enten vær i det hele tatt, eller intense sykloniske og støvstormer som gjør stormer her og jorden til skamme. Og mens noen er helt fiendtlige mot livet slik vi kjenner det, kan andre vi kanskje jobbe med.
Vi har mange interessante artikler om planetarisk atmosfære her på Space Magazine. For eksempel er han What is the Atmosphere? Og artikler om atmosfæren til Merkur, Venus, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun,
For mer informasjon om atmosfærer, sjekk ut NASAs sider om jordas atmosfæriske lag, kullsyklusen, og hvordan jordens atmosfære skiller seg fra verdensrommet.
Astronomy Cast har en episode om kilden til atmosfæren.
