Zde na Zemi máme tendenci považovat naši atmosféru za samozřejmost, a ne bezdůvodně. Naše atmosféra má nádhernou směs dusíku a kyslíku (78 % a 21 %) se stopovým množstvím vodní páry, oxidu uhličitého a dalších plynných molekul. A co víc, užíváme si atmosférického tlaku 101,325 kPa, který sahá do nadmořské výšky asi 8,5 km.
Naše atmosféra je zkrátka hojná a udržující život. Ale co ostatní planety Sluneční soustavy? Jak jsou na tom z hlediska složení atmosféry a tlaku? S jistotou víme, že jsou pro člověka neprodyšné a nemohou podporovat život. Ale jaký je rozdíl mezi těmito koulemi z kamene a plynu a našimi vlastními?
Pro začátek je třeba poznamenat, že každá planeta ve Sluneční soustavě má atmosféru toho či onoho druhu. A ty se pohybují od neuvěřitelně tenkých a tenkých (jako je „exosféra“ Merkuru) až po neuvěřitelně husté a silné – což je případ všech plynných obrů. A v závislosti na složení planety, ať už jde o pozemského nebo plynného/ledového obra, se plyny, které tvoří její atmosféru, pohybují od vodíku a hélia až po složitější prvky, jako je kyslík, oxid uhličitý, čpavek a metan.
Atmosféra Merkuru:
Merkur je příliš horký a příliš malý na to, aby udržel atmosféru. Má však tenkou a proměnlivou exosféru, která se skládá z vodíku, hélia, kyslíku, sodíku, vápníku, draslíku a vodní páry, s kombinovanou úrovní tlaku asi 10-14bar (jedna kvadriliontina atmosférického tlaku Země). Předpokládá se, že tato exosféra byla vytvořena z částic zachycených ze Slunce, vulkanického odplynění a trosek vyhozených na oběžnou dráhu dopady mikrometeoritů.
Pohled na Merkurův severní obzor ve vysokém rozlišení. Poděkování: NASA/MESSENGER
Protože Merkur postrádá životaschopnou atmosféru, nemá žádný způsob, jak udržet teplo ze Slunce. V důsledku toho a její vysoké excentricity planeta zažívá značné změny teploty. Zatímco strana přivrácená ke Slunci může dosáhnout teploty až 700 K (427 °C), zatímco strana ve stínu klesá až na 100 K (-173 °C).
Atmosféra Venuše:
Povrchová pozorování Venuše byla v minulosti obtížná kvůli její extrémně husté atmosféře, která se skládá především z oxidu uhličitého s malým množstvím dusíku. Při tlaku 92 barů (9,2 MPa) je hmotnost atmosféry 93krát větší než zemská atmosféra a tlak na povrchu planety je asi 92krát větší než na povrchu Země.
Venuše je také nejžhavější planeta v naší sluneční soustavě se střední povrchovou teplotou 735 K (462 °C/863,6 °F). To je způsobeno atmosférou bohatou na CO², která spolu s hustými mraky oxidu siřičitého vytváří nejsilnější skleníkový efekt ve sluneční soustavě. Nad hustou vrstvou CO² hustá mračna sestávající převážně z kapiček oxidu siřičitého a kyseliny sírové rozptylují asi 90 % slunečního světla zpět do vesmíru.
Dalším běžným jevem jsou silné větry Venuše, které dosahují rychlosti až 85 m/s (300 km/h; 186,4 mph) na vrcholcích mraků a oběhnou planetu každých čtyři až pět pozemských dnů. Při této rychlosti se tyto větry pohybují až 60násobkem rychlosti rotace planety, zatímco nejrychlejší větry Země dosahují pouze 10–20 % rychlosti rotace planety.
Průlety Venuše také naznačily, že její husté mraky jsou schopný produkovat blesk , podobně jako mraky na Zemi. Jejich přerušovaný vzhled naznačuje vzorec spojený s povětrnostní aktivitou a rychlost blesků je nejméně poloviční než 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 zpravidla klesají, čím výše jde do atmosféry a čím dále je od povrchu.
Nejblíže k Zemi je troposféra, která se rozprostírá od 0 do 12 km až 17 km (0 až 7 a 10,56 mil) nad povrchem. Tato vrstva obsahuje zhruba 80 % hmoty zemské atmosféry a nachází se zde také téměř veškerá atmosférická vodní pára nebo vlhkost. V důsledku toho je to vrstva, kde se odehrává většina počasí na Zemi.
Stratosféra sahá od troposféry do výšky 50 km (31 mil). Tato vrstva sahá od vrcholu troposféry po stratopauzu, která je v nadmořské výšce asi 50 až 55 km (31 až 34 mi). Tato vrstva atmosféry je domovem ozonové vrstvy, což je část zemské atmosféry, která obsahuje relativně vysoké koncentrace ozonového plynu.
Raketoplán Endeavour se opíral o atmosféru. Oranžová vrstva je troposféra, bílá vrstva je stratosféra a modrá vrstva je mezosféra. Kredit: NASA
Další je mezosféra, která se rozprostírá ve vzdálenosti 50 až 80 km (31 až 50 mil) nad hladinou moře. Je to nejchladnější místo na Zemi a má průměrnou teplotu kolem -85 °C (-120 °F; 190 K). Termosféra, druhá nejvyšší vrstva atmosféry, sahá od nadmořské výšky asi 80 km (50 mi) až do termopauzy, která je ve výšce 500–1000 km (310–620 mi).Spodní část termosféry, od 80 do 550 kilometrů (50 až 342 mil), obsahuje ionosféru – která je tak pojmenována, protože právě zde v atmosféře jsou částice ionizovány slunečním zářením. Tato vrstva je zcela bez mráčku a bez vodní páry. V této nadmořské výšce se také objevují jevy známé jako polární záře a Aurara Australis je známo, že se konají.
Exosféra, která je nejvzdálenější vrstvou zemské atmosféry, sahá od exobase – umístěné na vrcholu termosféry ve výšce asi 700 km nad mořem – do výšky asi 10 000 km (6 200 mil). Exosféra splývá s prázdnotou vesmíru a skládá se hlavně z extrémně nízkých hustot vodíku, helia a několika těžších molekul včetně dusíku, kyslíku a oxidu uhličitého.
Exosféra se nachází příliš vysoko nad Zemí na to, aby byly možné nějaké meteorologické jevy. Aurora Borealis a Aurora Australis se však někdy vyskytují ve spodní části exosféry, kde se překrývají do termosféry.
Fotografie polární záře pořízená astronautem Dougem Wheelockem z Mezinárodní vesmírné stanice 25. července 2010. Uznání: NASA/Johnson Space Center
Průměrná povrchová teplota na Zemi je přibližně 14°C; ale jak již bylo uvedeno, toto se liší. Například nejvyšší teplota zaznamenaná na Zemi byla 70,7 °C (159 °F), která byla naměřena v íránské poušti Lut. Mezitím byla na sovětské stanici Vostok na Antarktické plošině naměřena nejchladnější teplota, která kdy byla na Zemi zaznamenána, a dosáhla historického minima -89,2 °C (-129 °F).
Atmosféra 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 poměrně prašná a obsahuje částice o průměru 1,5 mikrometru, což dává marťanskému nebi při pohledu z povrchu nahnědlou barvu. Atmosférický tlak Marsu se pohybuje od 0,4 do 0,87 kPa, což odpovídá asi 1 % zemského tlaku na hladině moře.
Kvůli jeho tenké atmosféře a jeho větší vzdálenosti od Slunce je povrchová teplota Marsu mnohem nižší než to, co zažíváme zde na Zemi. Průměrná teplota planety je -46 °C (51 °F), s minimem -143 °C (-225,4 °F) v zimě na pólech a nejvyšší 35 °C (95 °F) v létě. a poledne na rovníku.
Planeta také zažívá prachové bouře, které se mohou proměnit v něco, co připomíná malá tornáda. Větší prachové bouře nastávají, když je prach vyfukován do atmosféry a zahřívá se od Slunce. Teplejší vzduch naplněný prachem stoupá a větry sílí, vytvářejí bouře, které mohou měřit až tisíce kilometrů na šířku a trvají měsíce v kuse. Když jsou tak velké, mohou ve skutečnosti blokovat většinu povrchu před výhledem.
Mars, jak se dnes jeví, s velmi tenkou a jemnou atmosférou. Kredit: NASA
Stopová množství metanu byla také detekována v atmosféře Marsu, s odhadovanou koncentrací asi 30 dílů na miliardu (ppb). Vyskytuje se v rozšířených oblacích a profily naznačují, že metan se uvolnil ze specifických oblastí – první z nich se nachází mezi Isidis a Utopia Planitia (30° severní šířky 260° západní délky) a druhý v Arabia Terra (0° severní šířky 310° W).
Amoniak byl také předběžně detekován na MarsuMars Expresssatelit, ale s relativně krátkou životností. Není jasné, co ho vyrobilo, ale jako možný zdroj byla navržena vulkanická činnost.
Atmosféra Jupiteru:
Podobně jako Země zažívá Jupiter polární záře poblíž jeho severního a jižního pólu. Ale na Jupiteru je polární aktivita mnohem intenzivnější a zřídkakdy se zastaví. Intenzivní záření, Jupiterovo magnetické pole a množství materiálu ze sopek Io, které reagují s Jupiterovou ionosférou, vytvářejí světelnou show, která je skutečně velkolepá.
Jupiter také zažívá násilné vzorce počasí . Rychlost větru 100 m/s (360 km/h) je u zónových proudů běžná a může dosáhnout rychlosti až 620 km/h (385 mph). Bouře se tvoří během několika hodin a přes noc mohou mít průměr tisíce kilometrů. Jedna bouře, Velká červená skvrna , zuří přinejmenším od konce 17. století. Bouře se během své historie zmenšovala a rozšiřovala; ale v roce 2012 bylo navrženo, že Giant Red Spot může nakonec zmizet .
Jupiter je neustále zahalen mraky složenými z krystalů čpavku a možná i hydrosulfidu amonného. Tyto mraky se nacházejí v tropopauze a jsou uspořádány do pásů různých zeměpisných šířek, známých jako „tropické oblasti“. Vrstva oblačnosti je hluboká jen asi 50 km (31 mi) a sestává z nejméně dvou palub mraků: tlusté spodní paluby a tenké čistší oblasti.
Může být také tenká vrstva vodní mraky pod vrstvou amoniaku, jak dokazují záblesky detekovaný blesk v atmosféře Jupitera, což by bylo způsobeno polaritou vody vytvářející oddělení náboje potřebné pro blesk. Pozorování těchto elektrických výbojů naznačují, že mohou být až tisíckrát silnější než ty pozorované zde na Zemi.
Saturnova atmosféra:
Vnější atmosféru Saturnu obsahuje 96,3 % obj. molekulárního vodíku a 3,25 % helia. Je také známo, že plynný obr obsahuje těžší prvky, i když jejich poměr k vodíku a heliu není znám. Předpokládá se, že by odpovídaly prvotnímu množství z formování Sluneční soustavy.
Stopová množství amoniaku, acetylenu, ethanu, propanu, fosfinu a metanu byla také detekována v atmosféře Saturnu.Horní mraky se skládají z krystaly amoniaku , zatímco se zdá, že mraky nižší úrovně sestávají buď z hydrosulfidu amonného (NH4SH) nebo voda . Ultrafialové záření ze Slunce způsobuje fotolýzu metanu v horních vrstvách atmosféry, což vede k řadě chemických reakcí uhlovodíků, přičemž výsledné produkty jsou unášeny dolů víry a difúzí.
Atmosféra Saturnu vykazuje pruhovaný vzor podobný Jupiterově, ale pruhy Saturnu jsou mnohem slabší a širší v blízkosti rovníku. Stejně jako u Jupiterových vrstev mraků jsou tyto rozděleny na horní a spodní vrstvy, které se liší složením v závislosti na hloubce a tlaku. V horních vrstvách mraků, s teplotami v rozmezí 100–160 K a tlaky mezi 0,5–2 bary, se mraky skládají z čpavkového ledu.
Mraky vodního ledu začínají na úrovni, kde je tlak asi 2,5 baru a sahají až k 9,5 baru, kde se teploty pohybují v rozmezí 185–270 K. V této vrstvě je promíchán pás ledu na bázi hydrosulfidu amonného, ležící v rozmezí tlaku 3–6 bar s teplotami 290–235 K. Konečně spodní vrstvy, kde jsou tlaky mezi 10–20 bary a teploty 270–330 K, obsahují oblast kapiček vody s amoniakem ve vodném roztoku.
Atmosféra Saturnu příležitostně vykazuje dlouhověké ovály, podobné tomu, co je běžně pozorováno na Jupiteru. Zatímco Jupiter má Velkou rudou skvrnu, Saturn má periodicky to, co je známé jako Velká bílá skvrna (neboli Velký bílý ovál). Tento jedinečný, ale krátkodobý jev se vyskytuje jednou za saturnský rok, zhruba každých 30 pozemských let, přibližně v době letního slunovratu na severní polokouli.
Tyto skvrny mohou být několik tisíc kilometrů široké a byly pozorovány v letech 1876, 1903, 1933, 1960 a 1990. Od roku 2010 se začal objevovat velký pás bílých mraků Severní elektrostatické rušení byly pozorovány obklopující Saturn, který byl spatřen kosmickou sondou Cassini. Pokud se udrží periodický charakter těchto bouří, další se objeví přibližně v roce 2020.
Vítr na Saturnu je druhý nejrychlejší mezi planetami sluneční soustavy, po Neptunu. Data Voyageru naznačují maximální východní vítr o rychlosti 500 m/s (1800 km/h). Severní a jižní pól Saturnu také ukázaly bouřlivé počasí. Na severním pólu to má podobu šestiúhelníkového vzoru vln, zatímco jižní ukazuje důkazy o masivním tryskovém proudu.
The přetrvávající šestiúhelníkový vlnový vzor kolem severního pólu byl poprvé zaznamenán vCestovatsnímky. Každá ze stran šestiúhelníku je asi 13 800 km (8 600 mil) dlouhá (což je delší než průměr Země) a struktura se otáčí s periodou 10 h 39 m 24 s, což se předpokládá, že se rovná periodě rotace Saturnův vnitřek.
Vír na jižním pólu byl mezitím poprvé pozorován pomocí Hubbleův vesmírný dalekohled . Tyto snímky naznačovaly přítomnost tryskového proudu, nikoli však šestiúhelníkové stojaté vlny. Odhaduje se, že tyto bouře generují vítr o rychlosti 550 km/h, jsou velikostí srovnatelné se Zemí a předpokládá se, že trvají miliardy let. V roce 2006 kosmická sonda Cassini pozoroval bouři podobnou hurikánu který měl jasně definované oko. Takové bouře nebyly pozorovány na žádné jiné planetě než na Zemi – dokonce ani na Jupiteru.
Atmosféra Uranu:
Stejně jako na Zemi je atmosféra Uranu rozdělena do vrstev v závislosti na teplotě a tlaku. Stejně jako ostatní plynní obři nemá planeta pevný povrch a vědci definují povrch jako oblast, kde atmosférický tlak překračuje jeden bar (tlak nalezený na Zemi na hladině moře). Za atmosféru se také považuje cokoli, co je dostupné pro schopnost dálkového průzkumu – která sahá až zhruba 300 km pod hladinu 1 baru.
Schéma vnitřku Uranu. Kredit: Public Domain
Pomocí těchto referenčních bodů lze atmosféru Uranu rozdělit do tří vrstev. První je troposféra, mezi výškami -300 km pod povrchem a 50 km nad povrchem, kde se tlaky pohybují od 100 do 0,1 baru (10 MPa až 10 kPa). Druhou vrstvou je stratosféra, která sahá mezi 50 a 4000 km a je vystavena tlakům mezi 0,1 a 10-10bar (10 kPa až 10 μPa).
Troposféra je nejhustší vrstva v atmosféře Uranu. Zde se teplota pohybuje od 320 K (46,85 °C/116 °F) na základně (-300 km) do 53 K (-220 °C/-364 °F) na 50 km, přičemž horní oblast je nejchladnější ve sluneční soustavě . Oblast tropopauzy je zodpovědná za velkou většinu tepelných infračervených emisí Uranu, což určuje jeho efektivní teplotu 59,1 ± 0,3 K.
V troposféře jsou vrstvy mraků – vodní mraky při nejnižším tlaku, nad nimiž jsou mraky hydrosulfidu amonného. Na řadu přicházejí oblaka čpavku a sirovodíku. Nakonec ležely na vrcholu tenké metanové mraky.
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 základně termosféry, z velké části díky zahřívání způsobenému slunečním zářením. Stratosféra obsahuje etanový smog, který může přispět k matnému vzhledu planety. Acetylen a metan jsou také přítomny a tyto opary pomáhají ohřívat stratosféru.
Uran, jak jej zobrazil Hubbleův vesmírný dalekohled. Obrazový kredit: NASA/Hubble
Nejvzdálenější vrstva, termosféra a koróna, se rozprostírají od 4 000 km až po 50 000 km od povrchu. Tato oblast má jednotnou teplotu 800-850 (577 °C/1 070 °F), ačkoli vědci si nejsou jisti důvodem. Vzhledem k tomu, že vzdálenost Uranu od Slunce je tak velká, množství absorbovaného slunečního světla nemůže být primární příčinou.
Stejně jako Jupiter a Saturn se počasí Uranu řídí podobným vzorem, kdy jsou systémy rozděleny do pásů, které rotují kolem planety a které jsou poháněny vnitřním teplem stoupajícím do horních vrstev atmosféry. Výsledkem je, že vítr na Uranu může dosáhnout rychlosti až 900 km/h (560 mph), což vytváří masivní bouře, jako je ta, kterou v roce 2012 zaznamenal Hubbleův vesmírný dalekohled. Podobně jako Jupiterova Velká rudá skvrna, Tmavé místo “ byl obří oblačný vír, který měřil 1 700 kilometrů na 3 000 kilometrů (1 100 mil na 1 900 mil).
Atmosféra Neptuna:
Ve vysokých nadmořských výškách je atmosféra Neptunu tvořena z 80 % vodíkem a 19 % helia, se stopovým množstvím metanu. Stejně jako u Uranu je tato absorpce červeného světla atmosférickým metanem součástí toho, co dává Neptunu jeho modrý odstín, ačkoli Neptunův je tmavší a živější. Protože obsah atmosférického metanu v Neptunu je podobný obsahu Uranu, předpokládá se, že k intenzivnějšímu zbarvení Neptunu přispívá nějaká neznámá složka.
Atmosféra Neptunu je rozdělena do dvou hlavních oblastí: spodní troposféra (kde teplota klesá s nadmořskou výškou) a stratosféra (kde teplota s nadmořskou výškou stoupá). Hranice mezi nimi, tropopauza, leží při tlaku 0,1 baru (10 kPa). Stratosféra pak ustoupí termosféře při tlaku nižším než 10-5do 10-4mikrobarů (1 až 10 Pa), které postupně přecházejí do exosféry.
Neptunova spektra naznačují, že jeho spodní stratosféra je zamlžená kvůli kondenzaci produktů způsobené interakcí ultrafialového záření a metanu (tj. fotolýza), který produkuje sloučeniny jako ethan a ethyn. Stratosféra je také domovem stopových množství oxidu uhelnatého a kyanovodíku, které jsou zodpovědné za to, že stratosféra Neptunu je teplejší než stratosféra Uranu.
Upravený barevný/kontrastní snímek zdůrazňující atmosférické rysy Neptunu, včetně rychlosti větru. Credit Erich Karkoschka)
Z důvodů, které zůstávají nejasné, zažívá termosféra planety neobvykle vysoké teploty kolem 750 K (476,85 °C/890 °F). Planeta je příliš daleko od Slunce na to, aby toto teplo mohlo být generováno ultrafialovým zářením, což znamená, že je zapojen další mechanismus ohřevu – což může být interakce atmosféry s ionty v magnetickém poli planety nebo gravitační vlny z nitra planety, které se rozptýlí. atmosféra.
Protože Neptun není pevné těleso, jeho atmosféra podléhá diferenciální rotaci. Široká rovníková zóna rotuje s periodou asi 18 hodin, což je pomaleji než rotace magnetického pole planety za 16,1 hodiny. Naopak pro polární oblasti, kde je doba rotace 12 hodin, platí opak.
Tato diferenciální rotace je nejvýraznější ze všech planet ve sluneční soustavě a má za následek silný střih větru v zeměpisné šířce a prudké bouře. Tři nejpůsobivější byly všechny spatřeny v roce 1989 vesmírnou sondou Voyager 2 a poté pojmenovány na základě jejich vzhledu.
Jako první byla spatřena mohutná anticyklonální bouře o rozměrech 13 000 x 6 600 km připomínající tzv. Velká červená skvrna Jupitera. Známý jako Velká tmavá skvrna , tato bouře nebyla spatřena o pět později (2. listopadu 1994), když ji hledal Hubbleův vesmírný dalekohled. Místo toho byla na severní polokouli planety nalezena nová bouře, která měla velmi podobný vzhled, což naznačuje, že tyto bouře mají kratší životnost než Jupiterovy.
Rekonstrukce snímků Voyageru 2 zobrazující Velkou černou skvrnu (vlevo nahoře), Skútr (uprostřed) a Malou černou skvrnu (vpravo dole). Poděkování: NASA/JPL
The Koloběžka je další bouře, skupina bílých mraků, která se nachází jižněji než Velká temná skvrna – přezdívka, která se poprvé objevila během měsíců předcházejícíchCestování 2setkání v roce 1989 Malá tmavá skvrna , jižní cyklonální bouře, byla druhou nejintenzivnější bouří pozorovanou během střetnutí v roce 1989. Zpočátku byla úplná tma; ale jakoCestování 2Když se přiblížil k planetě, vyvinulo se jasné jádro, které bylo vidět na většině snímků s nejvyšším rozlišením.
Stručně řečeno, všechny planety naší sluneční soustavy mají atmosféru svého druhu. A ve srovnání s relativně vlahou a hustou atmosférou Země mají rozsah mezi velmi tenkými a velmi hustými. Pohybují se také v teplotách od extrémně horkých (jako na Venuši) až po extrémní mrazivé mrazy.
A pokud jde o povětrnostní systémy, věci mohou být stejně extrémní, s tím, že planeta se může pochlubit buď vůbec počasím, nebo intenzivními cyklonálními a prachovými bouřemi, které bouří zde na Zemi zahanbují. A zatímco někteří jsou zcela nepřátelští k životu, jak ho známe, s jinými bychom mohli pracovat.
Máme mnoho zajímavých článků o planetární atmosféře zde na Universe Today. Například je Co je to atmosféra? a články o atmosféře Rtuť , Venuše , březen , Jupiter , Saturn , Uran a Neptune ,
Další informace o atmosférách najdete na stránkách NASA Atmosférické vrstvy Země , Uhlíkový cyklus , a jak Atmosféra Země se od vesmíru liší .
Astronomy Cast má epizodu zdroj atmosféry .