Tu na Zemi máme tendenciu brať našu atmosféru ako samozrejmosť, a nie bez dôvodu. Naša atmosféra obsahuje nádhernú zmes dusíka a kyslíka (78% a 21%) so stopovými množstvami vodnej pary, oxidu uhličitého a iných plynných molekúl. Navyše nás teší atmosférický tlak 101,325 kPa, ktorý siaha do výšky asi 8,5 km.
Stručne povedané, naša atmosféra je bohatá a udržiava život. Ale čo iné planéty slnečnej sústavy? Ako sa stohujú z hľadiska zloženia atmosféry a tlaku? Vieme, že ľudia nie sú priedušní a nemôžu podporovať život. Aký je však rozdiel medzi týmito guľami horniny a plynu a našimi vlastnými?
Pokiaľ ide o začiatok, treba poznamenať, že každá planéta v slnečnej sústave má atmosféru jedného alebo druhého druhu. A siahajú od neuveriteľne tenkých a jemných (ako je Merkurova „exosféra“) po neuveriteľne husté a silné - čo je prípad všetkých plynových gigantov. A v závislosti od zloženia planéty, či už ide o pozemský alebo plynový / ľadový obr, sa plyny, ktoré tvoria jeho atmosféru, pohybujú od vodíka a hélia po zložitejšie prvky, ako je kyslík, oxid uhličitý, amoniak a metán.
Ortuťová atmosféra:
Ortuť je príliš horúca a príliš malá na udržanie atmosféry. Má však jemnú a variabilnú exosféru, ktorá pozostáva z vodíka, hélia, kyslíka, sodíka, vápnika, draslíka a vodnej pary s kombinovanou úrovňou tlaku asi 10-14 bar (jedna kvadrilióntina atmosférického tlaku Zeme). Predpokladá sa, že táto exosféra bola vytvorená z častíc zachytených zo Slnka, sopečného odplyňovania a úlomkov, ktoré boli na obežnú dráhu zasiahnuté mikrometeoritovými nárazmi.
Keďže chýba jej životaschopná atmosféra, Merkur nemá žiadny spôsob, ako zadržať teplo zo Slnka. V dôsledku toho a jej vysokej excentricity planéta prechádza značnými zmenami teploty. Zatiaľ čo strana smerujúca k Slnku môže dosiahnuť teploty až 700 K (427 ° C), zatiaľ čo strana v tieni klesá na 100 K (-173 ° C).
Atmosféra Venuše:
Povrchové pozorovania Venuše boli v minulosti ťažké kvôli jej mimoriadne hustej atmosfére, ktorá sa skladá predovšetkým z oxidu uhličitého s malým množstvom dusíka. Pri 92 baroch (9,2 MPa) je atmosférická hmotnosť 93-krát väčšia ako zemská atmosféra a tlak na povrchu planéty je asi 92-krát väčší ako na zemskom povrchu.
Venuša je tiež najhorúcejšou planétou v našej slnečnej sústave so strednou povrchovou teplotou 735 K (462 ° C / 863,6 ° F). Je to kvôli atmosfére bohatej na CO2, ktorá spolu s hustými mrakmi oxidu siričitého vytvára najsilnejší skleníkový efekt v slnečnej sústave. Nad hustou vrstvou CO2 sa rozptýlia okolo 90% slnečného žiarenia silné oblaky pozostávajúce hlavne z oxidu siričitého a kvapiek kyseliny sírovej.
Ďalším bežným javom sú silné vetry Venuše, ktoré dosahujú rýchlosti až 85 m / s (300 km / h; 186,4 mph) na vrcholkoch mrakov a obiehajú planétu každé štyri až päť pozemských dní. Pri tejto rýchlosti sa tieto vetry pohybujú až 60-krát rýchlejšie ako rotácia planéty, zatiaľ čo najrýchlejšie vetry Zeme sú len 10-20% rotačnej rýchlosti planéty.
Prílety Venuša tiež naznačujú, že jej husté oblaky sú schopné vytvárať blesky, podobne ako oblaky na Zemi. Ich prerušovaný vzhľad naznačuje vzorec súvisiaci s počasím a rýchlosť blesku je najmenej polovica rýchlosti blesku na Zemi.
Atmosféra Zeme:
Zemská atmosféra, ktorá sa skladá z dusíka, kyslíka, vodnej pary, oxidu uhličitého a ďalších stopových plynov, pozostáva tiež z piatich vrstiev. Pozostávajú z troposféry, stratosféry, mezosféry, termosféry a exosféry. Spravidla platí, že tlak a hustota vzduchu sa znižujú, čím vyšší prúdi do atmosféry a tým ďalej je z povrchu.
Najbližšie k Zemi je troposféra, ktorá siaha od 0 do medzi 12 km a 17 km (0 až 7 a 10,56 mil) nad hladinou. Táto vrstva obsahuje zhruba 80% hmotnosti zemskej atmosféry a nachádza sa tu takmer všetka vodná para alebo vlhkosť atmosféry. V dôsledku toho je to vrstva, kde sa odohráva väčšina počasia na Zemi.
Stratosféra siaha od troposféry do nadmorskej výšky 50 km (31 míľ). Táto vrstva siaha od vrcholu troposféry po stratopauzu, ktorá je v nadmorskej výške asi 50 až 55 km. Táto vrstva atmosféry je domovom ozónovej vrstvy, ktorá je súčasťou zemskej atmosféry a obsahuje relatívne vysoké koncentrácie plynného ozónu.
Ďalej je to Mesosféra, ktorá siaha zo vzdialenosti 50 až 80 km (31 až 50 míľ) nad hladinou mora. Je to najchladnejšie miesto na Zemi a má priemernú teplotu okolo -85 ° C (-120 ° F; 190 K). Termosféra, druhá najvyššia vrstva atmosféry, siaha od nadmorskej výšky asi 80 km (50 mi) až po termopauzu, ktorá je v nadmorskej výške 500 - 1 000 km (310 - 620 míľ).
Spodná časť termosféry, od 80 do 550 kilometrov (50 až 342 mi), obsahuje ionosféru - ktorá je tak pomenovaná, pretože tu je v atmosfére častice ionizované slnečným žiarením. Táto vrstva je úplne bez mrakov a neobsahuje vodné pary. V tejto nadmorskej výške sa tiež vyskytujú javy známe ako Aurora Borealis a Aurara Australis.
Exosféra, ktorá je najvzdialenejšou vrstvou zemskej atmosféry, siaha od exobázy, ktorá sa nachádza v hornej časti termosféry v nadmorskej výške asi 700 km nad hladinou mora, až po asi 10 000 km. Exosféra sa spája s prázdnotou vesmíru a je zložená hlavne z extrémne nízkych hustôt vodíka, hélia a niekoľkých ťažších molekúl vrátane dusíka, kyslíka a oxidu uhličitého
Exosféra sa nachádza príliš vysoko nad Zemou, aby boli možné meteorologické javy. Aurora Borealis a Aurora Australis sa však niekedy vyskytujú v spodnej časti exosféry, kde sa prekrývajú s termosférou.
Priemerná povrchová teplota na Zemi je približne 14 ° C; ale ako už bolo uvedené, toto sa líši. Napríklad najhorúcejšia teplota, aká sa kedy zaznamenala na Zemi, bola 70,7 ° C (159 ° F), ktorá bola zaznamenaná v iránskej púšti Lut. Medzitým bola najchladnejšia teplota, aká bola kedy zaznamenaná na Zemi, nameraná na sovietskej stanici Vostok na antarktickej plošine a dosiahla historickú najnižšiu hodnotu -89,2 ° C (-129 ° F).
Atmosféra na Marse:
Planéta Mars má veľmi tenkú atmosféru, ktorá sa skladá z 96% oxidu uhličitého, 1,93% argónu a 1,89% dusíka spolu so stopami kyslíka a vody. Atmosféra je dosť prašná a obsahuje častice, ktoré merajú priemer 1,5 mikrometra, čo dáva marťanskej oblohe bledú farbu pri pohľade z povrchu. Atmosférický tlak na Marse je v rozmedzí od 0,4 do 0,87 kPa, čo zodpovedá asi 1% zeme na hladine mora.
Vďaka svojej tenkej atmosfére a väčšej vzdialenosti od Slnka je povrchová teplota Marsu omnoho chladnejšia, ako tu na Zemi zažívame. Priemerná teplota planéty je -46 ° C (51 ° F), s nízkym -143 ° C (-225,4 ° F) počas zimy pri póloch a najvyšším 35 ° C (95 ° F) v lete. a poludnie pri rovníku.
Na planéte sa tiež vyskytujú prachové búrky, ktoré sa môžu zmeniť na malé tornáda. Väčšie prachové búrky sa vyskytujú, keď je prach vháňaný do atmosféry a zohrieva sa od Slnka. Teplejší vzduch naplnený prachom stúpa a vetry sú silnejšie, vytvárajú búrky, ktoré môžu merať až tisíce kilometrov na šírku a trvajú mesiace. Keď sa zväčšia, môžu skutočne zablokovať väčšinu povrchu z pohľadu.
Stopové množstvá metánu sa tiež zistili v marťanskej atmosfére s odhadovanou koncentráciou asi 30 častíc na miliardu (ppb). Vyskytuje sa v rozšírených oblakoch a profily naznačujú, že metán sa uvoľňoval z konkrétnych regiónov - prvý z nich sa nachádza medzi Isidis a Utopia Planitia (30 ° S 260 ° Z) a druhý v Arábii Terra (0 ° S 310 °). W).
Amoniak bol predbežne odhalený aj na Marse Mars Express satelit, ale s relatívne krátkou životnosťou. Nie je jasné, čo ju spôsobilo, ale ako možný zdroj bola navrhnutá vulkanická aktivita.
Atmosféra Jupitera:
Rovnako ako Zem, aj Jupiter prežíva polárnu žiaru v blízkosti svojich severných a južných pólov. Ale na Jupitere je aurorálna aktivita oveľa intenzívnejšia a zriedka sa zastaví. Intenzívne žiarenie, Jupiterovo magnetické pole a množstvo materiálu z Io sopiek, ktoré reagujú s Jupiterovou ionosférou, vytvárajú svetelnú show, ktorá je skutočne veľkolepá.
Jupiter tiež pociťuje prudké počasie. Rýchlosť vetra 100 m / s (360 km / h) je bežná v zónových tryskách a môže dosiahnuť až 620 km / h (385 mph). Búrky sa tvoria do niekoľkých hodín a môžu mať cez noc priemer tisíce kilometrov. Jedna búrka, Veľká červená škvrna, zúri už od konca 16. storočia. Búrka sa v priebehu svojej histórie zmenšovala a rozširovala; ale v roku 2012 sa navrhlo, že obrovská červená škvrna by mohla nakoniec zmiznúť.
Jupiter je neustále pokrytý mrakmi zloženými z kryštálov amoniaku a prípadne hydrosulfidu amónneho. Tieto oblaky sa nachádzajú v tropopauze a sú usporiadané do pásiem rôznych zemepisných šírok, známych ako „tropické oblasti“. Oblačná vrstva je hlboká iba asi 50 km (31 míľ) a pozostáva z najmenej dvoch palúb oblakov: hrubej dolnej paluby a tenšej čistejšej oblasti.
Pod vrstvou amoniaku sa tiež môže nachádzať tenká vrstva vodných mrakov, o čom svedčia záblesky blesku zistené v atmosfére Jupitera, ktoré by mohli byť spôsobené polarizáciou vody, ktorá vytvára oddelenie náboja potrebné pre blesky. Pozorovania týchto elektrických výbojov naznačujú, že môžu byť až tisíckrát výkonnejšie ako tie, ktoré sa tu pozorujú na Zemi.
Saturnova atmosféra:
Vonkajšia atmosféra Saturn obsahuje 96,3% molekulárneho vodíka a 3,25% hélia objemovo. Je známe, že plynový gigant obsahuje ťažšie prvky, aj keď nie je známy ich pomer k vodíku a héliu. Predpokladá sa, že by zodpovedali prvotnému množstvu z formovania slnečnej sústavy.
V saturnovej atmosfére boli tiež zistené stopové množstvá amoniaku, acetylénu, etánu, propánu, fosfínu a metánu. Horné oblaky sú tvorené kryštálmi amoniaku, zatiaľ čo oblaky nižšej úrovne sa javia buď z hydrosulfidu amónneho (NH4SH) alebo vody. Ultrafialové žiarenie od Slnka spôsobuje fotolýzu metánu v hornej atmosfére, čo vedie k množstvu chemických reakcií uhľovodíkov s výslednými produktmi, ktoré sú prenášané vírmi a difúziou.
Saturnova atmosféra vykazuje pruhovaný vzorec podobný Jupiteru, ale Saturnove kapely sú omnoho slabšie a širšie pri rovníku. Rovnako ako v prípade cloudových vrstiev Jupitera, sú rozdelené do hornej a dolnej vrstvy, ktoré sa líšia zložením v závislosti od hĺbky a tlaku. V horných oblakových vrstvách, s teplotami v rozmedzí 100 - 160 K a tlakmi medzi 0,5 - 2 bar, pozostávajú oblaky z amoniakového ľadu.
Mraky s vodným ľadom začínajú na úrovni, keď je tlak asi 2,5 baru a siahajú až do 9,5 baru, kde teploty sa pohybujú v rozmedzí od 185 do 270 K. V tejto vrstve je zmiešaný pás sírnikového amónneho ľadu ležiaci v rozsahu tlaku 3–6 tyč s teplotami 290 - 2335 K. Nakoniec dolné vrstvy, kde sú tlaky v rozmedzí 10 - 20 bar a teploty sú 270 - 330 K, obsahujú oblasť vodných kvapiek s amoniakom vo vodnom roztoku.
Saturnova atmosféra občas vystavuje ovály s dlhou životnosťou, podobné tým, ktoré sa bežne pozorujú na Jupitere. Zatiaľ čo Jupiter má Veľkú červenú škvrnu, Saturn má pravidelne tzv. Veľkú Bielu škvrnu (aka. Veľká biela oválna). Tento jedinečný, ale krátkodobý jav sa vyskytuje raz za každý saturnský rok, zhruba každých 30 zemských rokov, v čase letného slnovratu na severnej pologuli.
Tieto škvrny môžu byť široké niekoľko tisíc kilometrov a boli pozorované v rokoch 1876, 1903, 1933, 1960 a 1990. Od roku 2010 sa pozoroval veľký pás bielych oblakov nazývaných severná elektrostatická porucha obklopujúci Saturn, ktorý bol pozorovaný Cassiniho vesmírna sonda. Ak sa bude udržiavať pravidelnosť týchto búrok, ďalšia sa objaví v roku 2020.
Vietor na Saturn je po Neptúne druhým najrýchlejším medzi planétami Slnečnej sústavy. Údaje z Voyageru ukazujú najvyšší východný vietor 500 m / s (1800 km / h). Saturnove severné a južné póly preukázali aj búrlivé počasie. Na severnom póle to má podobu šesťuholníkovej vlny, zatiaľ čo na juhu sú vidieť masívne prúdové lúče.
Pretrvávajúci obrazec šesťuholníkových vĺn okolo severného pólu bol prvýkrát zaznamenaný v cestovateľ snímky. Strany šesťuholníka sú dlhé asi 13 800 km (8 600 km) (čo je dlhšie ako priemer Zeme) a štruktúra sa otáča s periódou 10 h 39 m 24 s, čo sa považuje za rovnaké ako doba rotácie Saturnov interiér.
Medzitým sa prvýkrát pozoroval vír južného pólu pomocou Hubbleovho vesmírneho teleskopu. Tieto obrázky naznačujú prítomnosť prúdového lúča, ale nie hexagonálnej stojatej vlny. Odhaduje sa, že tieto búrky spôsobujú vetry 550 km / h, veľkosť sú porovnateľné so Zemou a predpokladá sa, že prebiehajú miliardy rokov. V roku 2006 kozmická sonda Cassini pozorovala búrku podobnú hurikánu, ktorá mala jasne definované oko. Takéto búrky neboli pozorované na žiadnej inej planéte ako na Zemi - dokonca ani na Jupitere.
Atmosféra uránu:
Podobne ako na Zemi je atmosféra Uránu rozdelená do vrstiev v závislosti od teploty a tlaku. Rovnako ako ostatné plynové giganty, planéta nemá pevný povrch a vedci ju definujú ako oblasť, v ktorej atmosférický tlak presahuje jeden bar (tlak zistený na Zemi v hladine mora). Za atmosféru sa považuje aj všetko, čo je prístupné schopnosti diaľkového snímania - ktoré siaha až zhruba do 300 km pod hladinu 1 bar.
Pomocou týchto referenčných bodov je možné Uránovu atmosféru rozdeliť do troch vrstiev. Prvou je troposféra medzi nadmorskou výškou -300 km pod povrchom a 50 km nad ňou, kde sú tlaky v rozsahu od 100 do 0,1 baru (10 MPa až 10 kPa). Druhou vrstvou je stratosféra, ktorá siaha medzi 50 a 4000 km a má tlaky medzi 0,1 a 10-10 bar (10 kPa až 10 uPa).
Troposféra je najhustejšia vrstva v atmosfére Uránu. Tu sa teplota pohybuje od 320 K (46,85 ° C / 116 ° F) na základni (-300 km) do 53 K (-220 ° C / -364 ° F) pri 50 km, pričom horná oblasť je najchladnejšia v slnečnej sústave. Región tropopauzy je zodpovedný za drvivú väčšinu Uranových tepelných infračervených emisií, čím určuje jeho efektívnu teplotu 59,1 ± 0,3 K.
V troposfére sú vrstvy mrakov - vodné oblaky pri najnižších tlakoch, nad ktorými sú oblaky hydrosulfidu amónneho. Ďalej prichádzajú oblaky amoniaku a sírovodíka. Nakoniec na vrchole ležali tenké metánové mraky.
V stratosfére sa teploty pohybujú od 53 K (-220 ° C / -364 ° F) na horných úrovniach do 800 až 850 K (527 - 577 ° C / 980 - 1070 ° F) na spodku termosféry, vďaka ohrevu spôsobenému slnečným žiarením. Stratosféra obsahuje etánový smog, ktorý môže prispievať k matnému vzhľadu planéty. Prítomný je tiež acetylén a metán a tieto hmly pomáhajú zahriať stratosféru.
Vonkajšia vrstva, termosféra a koróna, siahajú od 4 000 km do 50 000 km od povrchu. Táto oblasť má jednotnú teplotu 800 - 850 (577 ° C / 1 070 ° F), hoci vedci si nie sú istí dôvodom. Pretože vzdialenosť od Uránu od Slnka je tak veľká, nemôže byť primárnou príčinou množstvo absorbovaného slnečného svetla.
Rovnako ako Jupiter a Saturn, aj počasie Uranu sa podobá vzoru, v ktorom sú systémy rozdelené na pásma, ktoré sa otáčajú okolo planéty a ktoré sú poháňané vnútorným teplom zvyšujúcim sa do hornej atmosféry. Výsledkom je, že vietor na Uráne môže dosiahnuť rýchlosť až 900 km / h (560 mph), čo vytvára obrovské búrky ako tie, ktoré si všimol Hubbleov vesmírny teleskop v roku 2012. Podobne ako Jupiterova veľká červená škvrna bol tento „temný bod“ obrovským vír oblačnosti, ktorý meral 1 700 km až 3 000 kilometrov (1 100 míľ až 1 900 míľ).
Neptúnova atmosféra:
Vo vysokých nadmorských výškach je atmosférou Neptúna 80% vodík a 19% hélium so stopovým množstvom metánu. Rovnako ako v prípade Uránu je táto absorpcia červeného svetla atmosférickým metánom súčasťou toho, čo dáva Neptúnovi jeho modrý odtieň, hoci Neptún je tmavší a živší. Pretože obsah Nttunu v atmosfére je podobný obsahu Uánu, predpokladá sa, že niektorá neznáma zložka prispieva k intenzívnejšiemu sfarbeniu Neptúna.
Atmosféra Neptúna je rozdelená do dvoch hlavných oblastí: dolná troposféra (kde sa teplota znižuje s nadmorskou výškou) a stratosféra (kde sa teplota zvyšuje s nadmorskou výškou). Hranica medzi nimi, tropopauza, leží pri tlaku 0,1 baru (10 kPa). Stratosféra potom prepúšťa termosféru pri tlaku nižšom ako 10-5 do 10-4 mikróby (1 až 10 Pa), ktoré postupne prechádzajú do exosféry.
Neptunove spektrá naznačujú, že jej nižšia stratosféra je hmla spôsobená kondenzáciou produktov spôsobenou interakciou ultrafialového žiarenia a metánu (t. J. Fotolýzou), ktorá produkuje zlúčeniny, ako je etán a etán. Stratosféra je tiež domovom stopových množstiev oxidu uhoľnatého a kyanovodíka, ktoré sú zodpovedné za to, že Neptúnova stratosféra je teplejšia ako vrstva uránu.
Z dôvodov, ktoré zostanú nejasné, termosféra planéty zažije nezvyčajne vysoké teploty okolo 750 K (476,85 ° C / 890 ° F). Planéta je príliš ďaleko od Slnka, aby sa toto teplo mohlo vytvárať ultrafialovým žiarením, čo znamená ďalší zahrievací mechanizmus - čo môže byť interakcia atmosféry s iónmi v magnetickom poli planéty alebo gravitačné vlny z vnútra planéty, ktoré sa rozptyľujú v atmosféra.
Pretože Neptún nie je pevné telo, jeho atmosféra podlieha diferenciálnej rotácii. Široká rovníková zóna sa točí okolo 18 hodín, čo je pomalšie ako 16,1-hodinová rotácia magnetického poľa planéty. Naopak, opak je pravdou pre polárne oblasti, kde je doba rotácie 12 hodín.
Táto diferenciálna rotácia je najvýraznejšou zo všetkých planét v slnečnej sústave a má za následok silné zemepisné šmyky a prudké búrky. Všetky tri najpôsobivejšie boli v roku 1989 spozorované vesmírnou sondou Voyager 2 a potom boli pomenované podľa ich vzhľadu.
Prvý, ktorý bol spozorovaný, bola masívna anticyklonická búrka merajúca 13 000 x 6 600 km a pripomínajúca Veľkú červenú škvrnu Jupitera. Táto búrka, známa ako Veľké temné miesto, nebola odhalená o päť neskôr (2. novembra 1994), keď ju Hubbleov vesmírny teleskop hľadal. Namiesto toho sa na severnej pologuli planéty našla nová búrka podobná vzhľadu, čo naznačuje, že tieto búrky majú kratšiu životnosť ako Jupiterova.
Kolobežka je ďalšou búrkou, skupinou bieleho oblaku, ktorá sa nachádza ďalej na juh ako Veľká temná škvrna - prezývka, ktorá sa prvýkrát objavila v mesiacoch vedúcich k Voyager 2 stretnutie v roku 1989. Malá temná škvrna, južná cyklónová búrka, bola druhou najintenzívnejšou búrkou pozorovanou počas stretnutia v roku 1989. Pôvodne bola úplne tma; ale ako Voyager 2 sa priblížil k planéte, vytvorilo sa jasné jadro a bolo vidieť na väčšine obrázkov s najvyšším rozlíšením.
Stručne povedané, planéty našej slnečnej sústavy majú atmosféru všetkého druhu. A v porovnaní so slabou a hustou atmosférou Zeme rozbiehajú škálu medzi veľmi tenkými a veľmi hustými. Majú tiež rozsah teplôt od extrémne horúcich (ako na Venuši) po extrémne mrazivé chlady.
A pokiaľ ide o poveternostné systémy, všetko môže byť rovnako extrémne, keďže planéta sa môže pochváliť buď počasím, alebo silnými cyklónovými a prachovými búrkami, ktoré spôsobujú hanbu búrky. A zatiaľ čo niektorí sú úplne nepriateľskí k životu, ako ho poznáme, iní by sme boli schopní pracovať.
Máme veľa zaujímavých článkov o planetárnej atmosfére tu v časopise Space Magazine. Napríklad, čo je atmosféra? A články o atmosfére Merkúra, Venuše, Marsu, Jupitera, Saturna, Uránu a Neptúna,
Ďalšie informácie o atmosfére nájdete na stránkach agentúry NASA o zemských vrstvách atmosféry, uhlíkovom cykle a o tom, ako sa zemská atmosféra líši od vesmíru.
Astronómia Cast má epizódu o zdroji atmosféry.
