Tady na Zemi máme sklon považovat naši atmosféru za samozřejmost, a nikoli bez důvodu. Naše atmosféra obsahuje nádhernou směs dusíku a kyslíku (78% a 21%) se stopovým množstvím vodní páry, oxidu uhličitého a dalších plynných molekul. Navíc si užíváme atmosférický tlak 101,325 kPa, který sahá až do výšky asi 8,5 km.
Stručně řečeno, naše atmosféra je hojná a život udržující. Ale co další planety Sluneční soustavy? Jak se hromadí z hlediska složení atmosféry a tlaku? Víme, že lidé nejsou prodyšní a nemohou podporovat život. Jaký je ale rozdíl mezi těmi skály a plynem a našimi?
Pro začátek je třeba poznamenat, že každá planeta ve Sluneční soustavě má atmosféru takového druhu. A ty sahají od neuvěřitelně tenkých a jemných (jako je Merkurova „exosféra“) po neuvěřitelně hustou a mocnou - což platí pro všechny plynové giganty. A v závislosti na složení planety, ať už jde o pozemský nebo plynový / ledový gigant, se plyny, které vytvářejí jeho atmosféru, pohybují od vodíku a helia po složitější prvky, jako je kyslík, oxid uhličitý, amoniak a metan.
Merkurova atmosféra:
Rtuť je příliš horká a příliš malá na to, aby si udržela atmosféru. Má však jemnou a variabilní exosféru, která se skládá z vodíku, helia, kyslíku, sodíku, vápníku, draslíku a vodní páry, s kombinovanou úrovní tlaku asi 10-14 bar (jedna čtvrtina miliontého atmosférického tlaku Země). Předpokládá se, že tato exosféra byla vytvořena z částic zachycených ze Slunce, sopečného odplyňování a úlomků, které byly na oběžné dráze zasaženy mikrometeoritovými dopady.
Protože jí chybí životaschopná atmosféra, Merkur nemá způsob, jak zadržovat teplo od Slunce. V důsledku tohoto a jeho vysoké excentricity, planeta zažívá značné kolísání teploty. Zatímco strana obrácená ke Slunci může dosáhnout teploty až 700 K (427 ° C), zatímco strana ve stínu klesá na 100 K (-173 ° C).
Atmosféra Venuše:
Povrchová pozorování Venuše byla v minulosti obtížná kvůli její extrémně husté atmosféře, která se skládá převážně z oxidu uhličitého s malým množstvím dusíku. Při 92 barech (9,2 MPa) je atmosférická hmotnost 93krát vyšší než zemská atmosféra a tlak na povrchu planety je asi 92krát vyšší než na zemském povrchu.
Venuše je také nejžhavější planetou naší sluneční soustavy s průměrnou povrchovou teplotou 735 K (462 ° C / 863,6 ° F). Je to díky atmosféře bohaté na CO2, která spolu s hustými oblaky oxidu siřičitého vytváří nejsilnější skleníkový efekt ve sluneční soustavě. Nad hustou vrstvou CO2 se rozptýlí husté mraky skládající se hlavně z oxidu siřičitého a kapiček kyseliny sírové asi 90% slunečního světla zpět do vesmíru.
Dalším běžným jevem jsou silné větry Venuše, které dosahují rychlostí až 85 m / s (300 km / h; 186,4 mph) na vrcholcích mraků a zakružují planetu každé čtyři až pět pozemských dnů. Při této rychlosti se tyto větry pohybují až 60krát rychleji než rotace planety, zatímco nejrychlejší větry Země jsou pouze 10-20% rotační rychlosti planety.
Flybys Venuše také naznačovaly, že její husté mraky jsou schopné produkovat blesky, podobně jako mraky na Zemi. Jejich občasný vzhled naznačuje vzorec spojený s povětrnostními aktivitami a rychlost blesku je alespoň poloviční než rychlost na Zemi.
Atmosféra Země:
Zemská atmosféra, která se skládá z dusíku, kyslíku, vodní páry, oxidu uhličitého a dalších stopových plynů, se také skládá z pěti vrstev. Skládají se z troposféry, stratosféry, mezosféry, termosféry a exosféry. Tlak a hustota vzduchu se zpravidla snižují, čím vyšší se dostává do atmosféry a čím dál je z povrchu.
Nejblíže k Zemi je troposféra, která sahá od 0 do mezi 12 km a 17 km (0 až 7 a 10,56 mil) nad hladinou. Tato vrstva obsahuje zhruba 80% hmotnosti zemské atmosféry a nachází se zde také téměř všechna atmosférická vodní pára nebo vlhkost. Výsledkem je vrstva, kde se odehrává většina počasí na Zemi.
Stratosféra sahá od troposféry do výšky 50 km (31 mi). Tato vrstva sahá od vrcholu troposféry k stratopauze, která je v nadmořské výšce asi 50 až 55 km (31 až 34 mil). Tato vrstva atmosféry je domovem ozónové vrstvy, která je součástí zemské atmosféry a obsahuje relativně vysoké koncentrace plynného ozónu.
Další je Mesosphere, která sahá od vzdálenosti 50 k 80 km (31 k 50 mi) nad hladinou moře. Je to nejchladnější místo na Zemi a má průměrnou teplotu kolem -85 ° C (-120 ° F; 190 K). Thermosphere, druhá nejvyšší vrstva atmosféry, sahá od výšky asi 80 km (50 mi) až po termopauzu, která je v nadmořské výšce 500–1000 km (310–620 mi).
Dolní část termosféry, od 80 do 550 kilometrů (50 až 342 mi), obsahuje ionosféru - což je tak pojmenováno, protože právě v atmosféře jsou částice ionizovány slunečním zářením. Tato vrstva je zcela bez mraků a bez vodní páry. V této výšce se také odehrávají jevy známé jako Aurora Borealis a Aurara Australis.
Exosféra, která je nejvzdálenější vrstvou zemské atmosféry, sahá od exobáze - umístěné na vrcholu termosféry v nadmořské výšce asi 700 km nad hladinou moře - až asi 10 000 km (6 200 mil). Exosféra se spojuje s prázdnotou vesmíru a je složena hlavně z extrémně nízkých hustot vodíku, helia a několika těžších molekul včetně dusíku, kyslíku a oxidu uhličitého
Exosféra je umístěna příliš vysoko nad zemí, aby byly možné meteorologické jevy. Aurora Borealis a Aurora Australis se však někdy vyskytují ve spodní části exosféry, kde se překrývají do termosféry.
Průměrná povrchová teplota na Zemi je přibližně 14 ° C; ale jak již bylo uvedeno, toto se liší. Například nejteplejší teplota, jaká kdy byla na Zemi zaznamenána, byla 70,7 ° C (159 ° F), která byla odebrána v Íránské poušti Lut. Mezitím byla nejchladnější teplota zaznamenaná na Zemi naměřena na sovětské stanici Vostok na antarktické plošině a dosáhla historického minima -89,2 ° C (-129 ° F).
Atmosféra na Marsu:
Planeta Mars má velmi tenkou atmosféru, která se skládá z 96% oxidu uhličitého, 1,93% argonu a 1,89% dusíku spolu se stopami kyslíku a vody. Atmosféra je docela zaprášená, obsahuje částice o průměru 1,5 mikrometru, což dává marťanské obloze bledou barvu při pohledu z povrchu. Atmosférický tlak na Marsu je v rozmezí 0,4 - 0,87 kPa, což odpovídá asi 1% Země na hladině moře.
Díky své tenké atmosféře a větší vzdálenosti od Slunce je povrchová teplota Marsu mnohem chladnější než to, co zde na Zemi zažíváme. Průměrná teplota planety je -46 ° C (51 ° F), s nízkými -143 ° C (-225,4 ° F) během zimy u pólů a vysokou 35 ° C (95 ° F) v létě a poledne u rovníku.
Planeta také zažívá prachové bouře, které se mohou proměnit v podobu malých tornád. Větší prachové bouře se vyskytují, když je prach vháněn do atmosféry a zahřívá se od Slunce. Teplejší vzduch naplněný prachem stoupá a vítr zesiluje a vytváří bouře, které mohou měřit až tisíce kilometrů na šířku a vydrží měsíce najednou. Když jsou tak velké, mohou ve skutečnosti zablokovat většinu povrchu.
Stopová množství metanu byla také detekována v marťanské atmosféře s odhadovanou koncentrací asi 30 dílů na miliardu (ppb). Vyskytuje se v rozšířených oblacích a profily naznačují, že se metan uvolňoval ze specifických oblastí - první z nich se nachází mezi Isidis a Utopia Planitia (30 ° S 260 ° Z) a druhý v Arabské Terře (0 ° S 310 °). W).
Amoniak byl také předběžně odhalen na Marsu Mars Express satelit, ale s relativně krátkou životností. Není jasné, co to způsobilo, ale jako možný zdroj byla navržena vulkanická aktivita.
Jupiterova atmosféra:
Stejně jako Země, i Jupiter zažívá polární záře poblíž svých severních a jižních pólů. Ale na Jupiteru je aurorální aktivita mnohem intenzivnější a málokdy se zastaví. Intenzivní záření, Jupiterovo magnetické pole a hojnost materiálu z Io sopek, které reagují s Jupiterovou ionosférou, vytvářejí světelnou show, která je skutečně velkolepá.
Jupiter také zažívá násilné vzorce počasí. Rychlosti větru 100 m / s (360 km / h) jsou běžné v zonálních tryskách a mohou dosáhnout až 620 km / h (385 mph). Bouře se tvoří během několika hodin a mohou se stát přes tisíc kilometrů v průměru přes noc. Jedna bouře, Velká červená skvrna, zuří už od konce 16. století. Bouře se během své historie zmenšovala a rozšiřovala; ale v roce 2012 bylo navrženo, aby obří červená skvrna nakonec zmizela.
Jupiter je trvale zakrytý mraky složenými z krystalů amoniaku a případně hydrosulfidu amonného. Tyto mraky jsou umístěny v tropopauze a jsou uspořádány do pásem různých zeměpisných šířek, známých jako „tropické oblasti“. Oblačná vrstva je hluboká pouze asi 50 km (31 mil) a sestává z nejméně dvou paluby mraků: tlusté spodní paluby a tenčí jasnější oblasti.
Pod vrstvou amoniaku může být také tenká vrstva vodních mračen, o čemž svědčí záblesky blesku detekované v atmosféře Jupiteru, které by byly způsobeny polaritou vody vytvářející separaci náboje potřebnou pro blesky. Pozorování těchto elektrických výbojů naznačuje, že mohou být až tisíckrát výkonnější než ty, které jsou zde pozorovány na Zemi.
Saturnova atmosféra:
Vnější atmosféra Saturn obsahuje 96,3% molekulárního vodíku a 3,25% helia objemově. Je také známo, že plynový gigant obsahuje těžší prvky, ačkoli jejich poměr k vodíku a heliu není znám. Předpokládá se, že by se shodovaly s prvotní hojností z formování sluneční soustavy.
V saturnově atmosféře byla také detekována stopová množství amoniaku, acetylenu, ethanu, propanu, fosfinu a metanu. Horní mraky jsou složeny z krystalů amoniaku, zatímco mraky nižší úrovně vypadají, že sestávají buď z hydrosulfidu amonného (NH4SH) nebo vody. Ultrafialové záření ze Slunce způsobuje fotolýzu metanu v horní atmosféře, což vede k řadě chemických reakcí s uhlovodíky, přičemž výsledné produkty jsou přenášeny dolů víry a difúzí.
Saturnova atmosféra vykazuje pruhovaný vzorec podobný Jupiteru, ale Saturnovy kapely jsou mnohem rovnější a širší poblíž rovníku. Stejně jako u cloudových vrstev Jupiteru jsou tyto vrstvy rozděleny na horní a dolní vrstvu, které se liší složením podle hloubky a tlaku. V horních oblakových vrstvách, s teplotami v rozmezí 100–160 K a tlaky mezi 0,5–2 bar, sestávají mraky z amoniakového ledu.
Mraky s vodní ledem začínají na úrovni, kdy je tlak asi 2,5 baru, a sáhnou až do 9,5 baru, kde se teploty pohybují v rozmezí 185–270 K. Míchaný v této vrstvě je pruh ledu sírového amonia, ležící v rozsahu tlaku 3–6 tyč s teplotami 290–235 K. Konečně spodní vrstvy, kde jsou tlaky mezi 10–20 barů a teploty jsou 270–330 K, obsahují oblast vodných kapek s amoniakem ve vodném roztoku.
Saturnova atmosféra občas vystavuje ovály s dlouhou životností, podobné tomu, co se běžně pozoruje na Jupiteru. Zatímco Jupiter má velkou červenou skvrnu, Saturn má periodicky tzv. Velkou bílou skvrnu (aka. Great White Oval). Tento jedinečný, ale krátkodobý jev se vyskytuje jednou za každý Saturnský rok, zhruba každých 30 pozemských let, v době letního slunovratu na severní polokouli.
Tyto skvrny mohou být široké několik tisíc kilometrů a byly pozorovány v letech 1876, 1903, 1933, 1960 a 1990. Od roku 2010 bylo pozorováno velké pásmo bílých mraků zvaných Severní elektrostatická porucha obklopující Saturn, který byl spatřen kosmická sonda Cassini. Pokud bude pravidelná povaha těchto bouří zachována, objeví se další v roce 2020.
Vítr na Saturn je po Neptunově druhý nejrychlejší z planet Sluneční soustavy. Údaje Voyageru naznačují vrcholné východní větry 500 m / s (1800 km / h). Saturnovy severní a jižní póly také prokázaly bouřlivé počasí. Na severním pólu to má podobu hexagonální vlny, zatímco na jihu je patrný masivní proud.
Přetrvávající hexagonální vlna kolem severního pólu byla poprvé zaznamenána v roce 2006 Voyager snímky. Strany šestiúhelníku jsou dlouhé asi 13 800 km (8 600 mil) (což je delší než průměr Země) a struktura se otáčí s periodou 10h 39m 24s, což se považuje za stejné jako doba rotace Saturnův interiér.
Mezitím byl nejprve pozorován vír jižního pólu pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu. Tyto obrázky naznačovaly přítomnost proudu paprsků, ale ne hexagonální stojaté vlny. Odhaduje se, že tyto bouře vytvářejí větry 550 km / h, jsou ve velikosti srovnatelné se Zemí a věří se, že pokračovaly miliardy let. V roce 2006 pozorovala kosmická sonda Cassini bouři podobnou hurikánu, která měla jasně definované oko. Takové bouře nebyly pozorovány na žádné jiné planetě než na Zemi - dokonce ani na Jupiteru.
Atmosféra uranu:
Stejně jako u Země je atmosféra Uranu rozdělena do vrstev v závislosti na teplotě a tlaku. Stejně jako ostatní plynové obry, planeta nemá pevný povrch a vědci definují povrch jako oblast, kde atmosférický tlak překračuje jeden bar (tlak na Zemi na hladině moře). Za atmosféru se považuje také vše, co je přístupné schopnosti dálkového průzkumu - které sahá až zhruba do 300 km pod hladinu 1 baru.
Použitím těchto referenčních bodů může být Uranova atmosféra rozdělena do tří vrstev. Prvním je troposféra, ve výškách -300 km pod povrchem a 50 km nad ní, kde jsou tlaky v rozsahu od 100 do 0,1 baru (10 MPa až 10 kPa). Druhou vrstvou je stratosféra, která dosahuje 50 až 4000 km a tlaky mezi 0,1 a 10-10 sloupec (10 kPa až 10 uPa).
Troposféra je nejhustší vrstvou v Uranově atmosféře. Zde se teplota pohybuje od 320 K (46,85 ° C / 116 ° F) na základně (-300 km) do 53 K (-220 ° C / -364 ° F) při 50 km, přičemž horní oblast je nejchladnější ve sluneční soustavě. Oblast tropopauzy je zodpovědná za velkou většinu Uranových tepelných infračervených emisí, čímž určuje její efektivní teplotu 59,1 ± 0,3 K.
V troposféře jsou vrstvy mraků - vodní mraky při nejnižších tlacích, nad nimiž jsou mraky hydrosulfidu amonného. Dále přicházejí mraky amoniaku a sirovodíku. Nakonec tenké metanové mraky ležely na vrcholu.
Ve stratosféře se teploty pohybují od 53 K (-220 ° C / -364 ° F) na horní úrovni do 800 až 850 K (527 - 577 ° C / 980 - 1070 ° F) na bázi termosféry, díky ohřevu způsobenému slunečním zářením. Stratosféra obsahuje etanový smog, který může přispívat k matnému vzhledu planety. Rovněž jsou přítomny acetylen a metan a tato mlha pomáhá zahřívat stratosféru.
Vnější vrstva, termosféra a korona, sahají od 4 000 km do 50 000 km od povrchu. Tato oblast má jednotnou teplotu 800 - 850 (577 ° C / 1 070 ° F), ačkoli vědci si nejsou jisti důvodem. Protože vzdálenost Uranu od Slunce je tak velká, množství absorbovaného slunečního světla nemůže být primární příčinou.
Stejně jako Jupiter a Saturn i Uranovo počasí sleduje podobný vzorec, kdy se systémy dělí na pásma, která rotují kolem planety a jsou poháněny vnitřním teplem stoupajícím do horní atmosféry. Výsledkem je, že vítr na Uranu může dosáhnout rychlosti až 900 km / h (560 mph), což vytváří obrovské bouře, jako je ta, kterou spatřil Hubbleův kosmický dalekohled v roce 2012. Podobně jako Jupiterova velká červená skvrna byl tento „temný bod“ obrovským cloudový vír, který měří 1700 kilometrů na 3 000 kilometrů (1100 kilometrů na 1 900 kilometrů).
Neptunova atmosféra:
Ve vysokých nadmořských výškách je Neptunova atmosféra 80% vodíku a 19% helia se stopovým množstvím metanu. Stejně jako u Uranu je tato absorpce červeného světla atmosférickým metanem součástí toho, co Neptunu dává jeho modrý nádech, i když Neptun je tmavší a živější. Protože Neptunův atmosférický obsah metanu je podobný obsahu Uranu, má se za to, že některé neznámé složky přispívají k intenzivnějšímu zbarvení Neptunu.
Neptunova atmosféra je rozdělena do dvou hlavních oblastí: dolní troposféra (kde se teplota snižuje s nadmořskou výškou) a stratosféra (kde se teplota zvyšuje s nadmořskou výškou). Hranice mezi nimi, tropopauza, leží při tlaku 0,1 baru (10 kPa). Stratosféra pak uvolní termosféru při tlaku nižším než 10-5 do 10-4 mikrobary (1 až 10 Pa), které postupně přecházejí do exosféry.
Neptunova spektra naznačují, že jeho nižší stratosféra je mlhavá kvůli kondenzaci produktů způsobené interakcí ultrafialového záření a metanu (tj. Fotolýzou), která produkuje sloučeniny, jako je ethan a ethyn. Stratosféra je také domovem stopových množství oxidu uhelnatého a kyanovodíku, které jsou zodpovědné za Neptunovu stratosféru teplejší než Uran.
Z důvodů, které zůstávají nejasné, dochází v termosféře planety k neobvykle vysokým teplotám asi 750 K (476,85 ° C / 890 ° F). Planeta je příliš daleko od Slunce, aby se toto teplo mohlo generovat ultrafialovým zářením, což znamená, že je zapojen další zahřívací mechanismus - což by mohla být interakce atmosféry s ionty v magnetickém poli planety nebo gravitační vlny z vnitřku planety, které se rozptýlí v atmosféra.
Protože Neptun není pevné tělo, jeho atmosféra podléhá diferenciální rotaci. Široká rovníková zóna se otáčí s periodou asi 18 hodin, což je pomalejší než 16,1hodinová rotace magnetického pole planety. Naproti tomu platí opak pro polární oblasti, kde je doba rotace 12 hodin.
Tato diferenciální rotace je nejvýraznější ze všech planet ve Sluneční soustavě a má za následek silné podélné střih větru a prudké bouře. Tři nejpůsobivější byly všechny spatřeny v roce 1989 vesmírnou sondou Voyager 2 a poté pojmenovány na základě jejich vzhledu.
První, kdo byl spatřen, byla masivní anticyklonická bouře měřící 13 000 x 6 600 km a připomínající Velká červená skvrna Jupiteru. Tato bouře, známá jako Velké temné místo, nebyla spatřena o pět později (2. listopadu 1994), když ji Hubble Space Telescope hledal. Místo toho byla na severní polokouli planety nalezena nová velmi podobná bouře, což naznačuje, že tyto bouře mají kratší životnost než Jupiterova.
Koloběžka je další bouře, skupina bílých mraků, která se nachází dále na jih než Velká temná skvrna - přezdívka, která se poprvé objevila během měsíců vedoucích k Voyager 2 setkání v roce 1989. Malá temná skvrna, jižní cyklónová bouře, byla druhou nejintenzivnější bouří pozorovanou během setkání v roce 1989. Původně byla úplně tma; ale jako Voyager 2 se přiblížil k planetě, vytvořilo se jasné jádro a bylo vidět na většině obrázků s nejvyšším rozlišením.
Stručně řečeno, všechny planety naší sluneční soustavy mají atmosféru všeho druhu. A ve srovnání s relativně slabou a hustou atmosférou Země rozdělují gamut mezi velmi tenkou až velmi hustou. Oni také se pohybují v teplotách od extrémně horkých (jako na Venuši) po extrémní mrazivý chlad.
A pokud jde o povětrnostní systémy, věci mohou být stejně extrémní, kdy se planeta může pochlubit buď počasím vůbec, nebo intenzivními cyklonickými a prachovými bouřkami, které způsobují hanbu zde na Zemi. A zatímco někteří jsou zcela nepřátelští k životu, jak jej známe, jiní bychom mohli být schopni pracovat.
Ve Space Magazine máme mnoho zajímavých článků o planetární atmosféře. Například je to Co je atmosféra? A články o atmosféře Merkuru, Venuše, Marsu, Jupiteru, Saturn, Uranu a Neptunu,
Další informace o atmosféře najdete na stránkách NASA o zemských vrstvách atmosféry, uhlíkovém cyklu a o tom, jak se atmosféra Země liší od vesmíru.
Astronomie Cast má epizodu o zdroji atmosféry.
