Itt a földön hajlamosak vagyunk magától értetődőnek venni a légkört, és nem ok nélkül. Atmoszféránkban szép keverék van a nitrogénből és az oxigénből (78%, illetve 21%), nyomnyi mennyiségű vízgőzzel, szén-dioxiddal és más gáznemű molekulákkal. Sőt, 101,325 kPa légköri nyomást élvezünk, amely kb. 8,5 km magasságig terjed.
Röviden: légkörünk bőséges és életmentő. De mi lenne a Naprendszer többi bolygójával? Hogyan állnak össze egymással a légköri összetétel és a nyomás szempontjából? Tény, hogy tudjuk, hogy az emberek nem lélegeznek és nem tudják támogatni az életet. De mi a különbség a kő és a gáz gömbjei és a sajátunk között?
Először is meg kell jegyezni, hogy a Naprendszer minden bolygója valamiféle légkörrel rendelkezik. És ezek a hihetetlenül vékony és feszültségmentes (például a Merkúr „exoszférája”) és a hihetetlenül sűrű és erőteljes tartományok között vannak - ami az összes gázipari óriás esetében érvényes. És a bolygó összetételétől függően, akár földi, akár gáz / jég óriás, a légkörét alkotó gázok a hidrogéntől és a héliumtól a bonyolultabb elemekig, például az oxigénig, a szén-dioxidig, az ammóniáig és a metánig terjednek.
A higany légköre:
A higany túl meleg és túl kicsi ahhoz, hogy megtartsa a légkört. Ennek ellenére van egy feszes és változó exoszférája, amelyet hidrogén, hélium, oxigén, nátrium, kalcium, kálium és vízgőz alkot, és az együttes nyomás szintje körülbelül 10-14 bar (a Föld légköri nyomásának egy kvadrilliója). Úgy gondolják, hogy ez az exoszféra a Napból elfoglalt részecskékből, vulkanikus kipufogógázokból és törmelékből alakult ki, amelyek mikrometeoritok által keringtek.
Mivel nincs életképes légköre, a Merkúrnak nincs módja megtartani a Nap hőjét. Ennek és magas excentricitásának eredményeként a bolygó jelentős hőmérsékleti változásokat tapasztal. Míg a Nap felé néző oldal elérheti a 700 K (427 ° C) hőmérsékletet, míg az árnyékban lévő oldal 100 K-ig (-173 ° C) esik.
Vénusz légköre:
A Vénusz felszíni megfigyelése a múltban nehéz volt, rendkívül sűrű légköre miatt, amely elsősorban kis mennyiségű nitrogéntartalmú szén-dioxidból áll. 92 bar (9,2 MPa) hőmérsékleten a légköri tömeg 93-szorosa a Föld légkörének, és a bolygó felületén a nyomás körülbelül 92-szerese a Föld felszínén lévő nyomásnak.
A Vénusz a Naprendszer legforróbb bolygója, amelynek átlagos felszíni hőmérséklete 735 K (462 ° C / 863.6 ° F). Ennek oka a CO 2-ben gazdag légkör, amely a vastag kén-dioxid-felhőkkel együtt a Naprendszerben a legerősebb üvegházhatást idézi elő. A sűrű CO 2 réteg felett vastag felhők, amelyek főleg kén-dioxidból és kénsav-cseppekből állnak, a napfény kb. 90% -át szórják vissza az űrbe.
Egy másik gyakori jelenség a Vénusz erős szél, amely akár 85 m / s (300 km / h; 186,4 mph) sebességet is elérhet a felhő tetején, és négy-öt Föld napján körbeveszi a bolygót. Ennél a sebességnél ezek a szelek a bolygó forgási sebességének 60-szorosára haladnak, míg a Föld leggyorsabb szelei csak a bolygó forgási sebességének 10-20% -át teszik ki.
A Venus flybys azt is jelezte, hogy sűrű felhői villámláshoz képesek, hasonlóan a Föld felhőinek. Szakaszos megjelenésük az időjárási aktivitással járó mintát jelzi, és a villámsebesség legalább a Föld felének fele.
Föld légköre:
A Föld légköre, amely nitrogénből, oxigénből, vízgőzből, szén-dioxidból és más nyomgázokból áll, szintén öt rétegből áll. Ezek a troposzféra, a sztratoszféra, a mezoszféra, a termoszféra és az exoszféra részét képezik. Általános szabály, hogy a légnyomás és a sűrűség csökken, minél magasabb kerül a légkörbe, és a távolabbi a felszínről van.
A Földhöz legközelebb a Troposzféra, amely a felszín felett 0 és 12 km és 17 km (0 és 7 és 10,56 mérföldes) távolságig terjed. Ez a réteg a Föld légkörének körülbelül 80% -át tartalmazza, és itt is szinte az összes légköri vízgőz vagy nedvesség megtalálható. Ennek eredményeként a Föld időjárásainak a legtöbb rétege zajlik.
A Stratoszféra a Troposzférától 50 km-re fekszik. Ez a réteg a troposzféra tetejétől a stratopauseig terjed, amely körülbelül 50–55 km (31–34 mérföld) tengerszint feletti magasságban helyezkedik el. A légkör ezen rétegében az ózonréteg ad otthont, amely a Föld légkörének az a része, amely viszonylag magas ózonkoncentrációt tartalmaz.
A következő a mezoszféra, amely a tengerszint felett 50 és 80 km (31-50 mérföld) távolságig terjed. Ez a Föld leghidegebb helye, átlagos hőmérséklete -85 ° C (-120 ° F; 190 K). A termoszféra, a légkör második legmagasabb rétege, mintegy 80 km (50 mérföld) magasságtól a hőszünetig terjed, amely 500–1000 km (310–620 mérföld) tengerszint feletti magasságban van.
A termoszféra alsó része, 80–550 kilométerre (50–342 mérföld), tartalmazza az ionoszférát - ezt azért nevezték el, mert itt a légkörben a részecskék ionizálódnak a napsugárzás által. Ez a réteg teljesen felhőtlen és vízgőzmentes. Ezen a magasságon is ismertek az Aurora Borealis és Aurara Australis néven ismert jelenségek.
Az exoszféra, amely a Föld légkörének legkülső rétege, az exobázstól - amely a termoszféra tetején található, körülbelül 700 km tengerszint feletti magasságban - kb. 10 000 km-re (6200 mérföld) nyúlik. Az exoszféra összeolvad a világűr ürességével, és főleg rendkívül alacsony hidrogén-, hélium- és több nehezebb molekulából áll, beleértve a nitrogént, az oxigént és a szén-dioxidot.
Az exoszféra túl messze van a Föld felett, hogy meteorológiai jelenségek lehetségesek legyenek. Az Aurora Borealis és az Aurora Australis azonban az exoszféra alsó részén fordul elő, ahol átfedik őket a termoszféra közé.
A Föld átlagos felszíni hőmérséklete körülbelül 14 ° C; de mint már említettem, ez változik. Például a Földön valaha rögzített legforróbb hőmérséklet 70,7 ° C (159 ° F) volt, amelyet Irán Lut sivatagában vettek fel. Eközben a Földön valaha rögzített leghidegebb hőmérsékletet az Antarktisz-fennsíkon lévő szovjet Vostok állomáson mértük, elérve a -89,2 ° C (-129 ° F) történelmi mélypontot.
A Mars légköre:
A Mars bolygó nagyon vékony légkört mutat, amely 96% szén-dioxidból, 1,93% argonból és 1,89% nitrogénből, valamint oxigén- és víznyomokból áll. A légkör meglehetősen poros, olyan részecskéket tartalmaz, amelyek átmérője 1,5 mikrométer, és ez adja a marsi égnek a felszínétől véve árnyékos színét. A Mars légköri nyomása 0,4 - 0,87 kPa között van, ami megegyezik a Föld tengeri szintjének körülbelül 1% -ával.
Vékony légköre és a Naptól való távolság miatt a Mars felszíni hőmérséklete sokkal hidegebb, mint amit a Földön tapasztalunk. A bolygó átlaghőmérséklete -46 ° C (51 ° F), a télen a pólusokon -143 ° C (-225.4 ° F), nyáron pedig a legmagasabb (35 ° C (95 ° F)). és délben az Egyenlítőn.
A bolygó porviharokat is tapasztal, amelyek a kis tornádókhoz hasonlíthatnak. Nagyobb porviharok akkor fordulnak elő, amikor a port a levegőbe fújják és felmelegszik a Naptól. A melegebb porral töltött levegő megemelkedik, és a szelek egyre erősebbé válnak. Olyan viharok alakulnak ki, amelyek akár több ezer kilométer szélességűek is lehetnek és hónapokig tarthatnak. Amikor ilyen nagyok lesznek, valójában akadályozhatják a felület nagy részét a nézetből.
Nyomatos mennyiségű metánt is kimutattak a marsi légkörben, amelynek becsült koncentrációja körülbelül 30 milliárd rész (ppb). Meghosszabbított hullámokban fordul elő, és a profilok azt sugallják, hogy a metánt meghatározott régiókból bocsátották ki - ezek közül az első az Isidis és az Utopia Planitia között található (30 ° É 260 °) és a második az Arabia Terra területén (0 ° N 310 °). W).
A Marson az ammóniát is ideiglenesen kimutatták Mars Express műholdas, viszonylag rövid élettartamú. Nem egyértelmű, hogy mi okozta, de a vulkáni aktivitást javasolták lehetséges forrásként.
A Jupiter légköre:
Akárcsak a Föld, a Jupiter északi és déli pólusai közelében az aurákat is megtapasztalja. De Jupiternél az aurális tevékenység sokkal intenzívebb, és ritkán áll le. Az intenzív sugárzás, a Jupiter mágneses mezője és az Io vulkánjainak anyagbősége, amelyek reagálnak a Jupiter ionoszférájával, egy igazán látványos fénybemutatót hoznak létre.
A Jupiter heves időjárási viszonyokat is tapasztal. 100 m / s (360 km / h) szélsebesség gyakori a zónás fúvókákban, és elérheti a 620 km / ht is. A viharok óránként kialakulnak, és éjszakánként több ezer km átmérőjűvé válhatnak. Az egyik vihar, a Nagy Vörös Spot, legalább az 1600-as évek vége óta tombol. A vihar történelme alatt zsugorodott és terjedt; de 2012-ben azt sugallták, hogy az Óriás Vörös Spot végül eltűnhet.
A Jupitelt állandóan felhők borítják, amelyek ammóniakristályokból és esetleg ammónium-hidroszulfidból állnak. Ezek a felhők a tropopause-ban helyezkednek el, és különböző szélességű sávokba vannak rendezve, úgynevezett „trópusi régióknak”. A felhőréteg mindössze 50 km (31 mérföld) mély, és legalább két felhőrétegből áll: egy vastag alsó fedélzetből és egy vékonyabb, tisztább régióból.
Lehet, hogy egy vékony réteg vízfelhő is az ammóniaréteg alatt van, amint azt a Jupiter légkörében észlelt villámhullámok is bizonyítják, amelyet a víz polaritása okozhat, amely megteremti a villámhoz szükséges töltés elválasztást. Ezeknek az elektromos kisüléseknek a megfigyelései azt mutatják, hogy akár ezerszor olyan nagyok is lehetnek, mint a Földön.
Szaturnusz légköre:
A Saturn külső atmoszférája 96,3% molekuláris hidrogént és 3,25% héliumot tartalmaz. A gáz óriásról szintén ismert, hogy nehezebb elemeket tartalmaz, bár ezek aránya a hidrogénhez és a héliumhoz nem ismert. Feltételezzük, hogy megegyeznének a Naprendszer kialakulásának az ősi bőségével.
A Saturn légkörében nyomnyi mennyiségű ammóniát, acetilént, etánt, propánt, foszfint és metánt is kimutattak. A felső felhők ammóniakristályokból állnak, míg az alsó szintű felhők vagy ammónium-hidroszulfidból (NH4SH) vagy víz. A Nap ultraibolya sugárzása metán fotolízist okoz a felső atmoszférában, amely szénhidrogén kémiai reakciók sorozatához vezet, és a kapott termékeket örvények és diffúzió révén lefelé hajtják.
A Szaturnusz légköre a Jupiteréhoz hasonló sávos mintázatot mutat, de a Szaturnusz sávei sokkal lágyabbak és szélesebbek az Egyenlítő közelében. A Jupiter felhőrétegeihez hasonlóan, ezek fel vannak osztva a felső és az alsó rétegre, amelyek összetétele mélység és nyomás alapján változik. A felső felhőrétegekben, amelyek hőmérséklete 100–160 K, hőmérséklete pedig 0,5–2 bar, a felhők ammóniás jégből állnak.
A vízjégfelhők olyan hőmérsékleten kezdődnek, ahol a nyomás körülbelül 2,5 bar, és 9,5 bar-ig terjednek, ahol a hőmérséklet 185–270 K tartományban van. Ebben a rétegben összekeverve egy ammónium-hidroszulfid jég sávja van, amely a 3–6 nyomástartományban fekszik. bar, 290–235 K hőmérsékleten. Végül az alsó rétegek, ahol a nyomás 10–20 bar és a hőmérséklet 270–330 K között van, vízcseppek egy részét tartalmazzák, ammóniával vizes oldatban.
Időnként a Saturn légköre hosszú élettartamú ovális képet mutat, hasonlóan ahhoz, amit általában a Jupiternél megfigyelnek. Míg a Jupiternek van a Nagy Vörös Spotja, a Saturnnak rendszeresen van az úgynevezett Great White Spot (más néven: Great White Oval). Ez az egyedülálló, de rövid életű jelenség minden Saturniai évben, nagyjából 30 Földévenként fordul elő, az északi félteké nyári napfordulója körül.
Ezek a foltok több ezer kilométer szélességűek lehetnek, és 1876-ban, 1903-ban, 1933-ban, 1960-ban és 1990-ben megfigyelhetők. 2010 óta egy nagy fehér felhők sávját, az úgynevezett északi elektrosztatikus zavarást, megfigyelték a Szaturnusz körül, amelyet a a Cassini űrszonda. Ha megőrzik a viharok periodikus jellegét, akkor 2020-ban kb.
A Szaturnusz szelei a második leggyorsabbak a Naprendszer bolygóinál, Neptunusz után. A Voyager adatai 500 m / s (1800 km / h) csúcskeleti szeleket mutatnak. A Szaturnusz északi és déli pólusai is viharos időjárást mutattak. Az északi póluson ez hatszögletű hullámmintázat, a déli viszonylag hatalmas sugáráramot mutat.
Az északi pólus körül megmaradó hatszögletű hullámmintát először a Hajóutas képek. A hatszög oldalainak mindegyike kb. 13 800 km (8600 mérföld) hosszú (ami hosszabb, mint a Föld átmérője), és a szerkezet 10h és 39m 24s periódussal forog, amely feltételezhetően megegyezik a Saturn belseje.
Eközben a déli pólusú örvényt először a Hubble űrteleszkóp segítségével figyelték meg. Ezek a képek jeladó áramlás jelenlétét jelezték, de nem hatszögletű állóhullámot. Ezeknek a viharoknak a becslése szerint 550 km / h szél keletkezik, méretük összehasonlítható a Földdel, és úgy gondolják, hogy több milliárd évig tartanak. 2006-ban a Cassini űrszondája egy hurrikánszerű viharot észlel, amelynek egyértelműen meg volt határozva a szeme. Ilyen viharokat a Földön kívüli bolygókon - még a Jupiternél sem - nem figyeltek meg.
Uránusz légköre:
Akárcsak a Földnél, az Uránusz légköre hőmérséklettől és nyomástól függően rétegekre oszlik. A többi gáz óriáshoz hasonlóan a bolygónak sem van szilárd felszíne, és a tudósok azt a régiót határozzák meg, ahol a légköri nyomás meghaladja az egy bar-ot (a Földön a tenger szintjén található nyomás). A légkörnek kell tekinteni bármit, amely elérhető a távérzékelési képesség számára - amely kb. 300 km-re az 1 bar szint alatt van.
Ezen referenciapontok felhasználásával az Uránusz légköre három rétegre osztható. Az első a troposzféra, a felszín alatti -300 km-es magasság és 50 km-re a tengerszint feletti magasságok között, ahol a nyomás 100 és 0,1 bar (10 MPa és 10 kPa) között van. A második réteg a sztratoszféra, melynek hossza 50 és 4000 km között van, és amelynek nyomása 0,1 és 10 között van-10 bar (10 kPa – 10 µPa).
Az troposzféra az Uránusz légkörének legszorosabb rétege. Itt a hőmérséklet 320 K (46,85 ° C / 116 ° F) az alapnál (-300 km) és 53 K (-220 ° C / -364 ° F) között van 50 km-en, a felső tartomány a leghidegebb a Naprendszerben. A tropopause régió felelős az Uránusz hő-infravörös kibocsátásának túlnyomó többségéért, így meghatározva annak tényleges hőmérsékletét 59,1 ± 0,3 K.
A troposzféra belsejében felhőrétegek vannak - a legkisebb nyomású vízfelhők, fölöttük ammónium-hidroszulfid-felhők. Ezután az ammónia és a hidrogén-szulfid felhők jönnek. Végül vékony metán felhők feküdtek a tetején.
A sztratoszféra hőmérséklete az 53 K (-220 ° C / -364 ° F) hőmérséklettől a felső szinten és 800 és 850 K (527 - 577 ° C / 980 - 1070 ° F) hőmérsékleti tartományig termoszféra között van, nagyrészt a napsugárzás által okozott melegítésnek köszönhetően. A sztratoszféra etán szmogot tartalmaz, amely hozzájárulhat a bolygó unalmas megjelenéséhez. Az acetilén és a metán szintén jelen vannak, és ezek a ködök elősegítik a sztratoszféra melegítését.
A legkülső réteg, a termoszféra és a korona, 4000 km-től akár 50 000 km-re fekszik a felülettől. Ennek a régiónak a hőmérséklete egységesen 800-850 (577 ° C / 1070 ° F), bár a tudósok nem tudják az okát. Mivel az Uránusz távolsága a Naptól olyan nagy, a felszívott napfény mennyisége nem lehet az elsődleges ok.
A Jupiterhez és a Szaturnuszhoz hasonlóan az Uránusz időjárása is hasonló mintát követ, ahol a rendszereket sávokra bontják, amelyek a bolygó körül forognak, és amelyeket a felső légkörbe emelkedő belső hő hajt. Ennek eredményeként az Uránusz szélje eléri a 900 km / h (560 mph) sebességet, és olyan hatalmas viharokat idézhet elő, mint amilyeneket a Hubble Űrtávcső 2012-ben észlelt. felhő örvény, amely 1700 kilométert és 3000 kilométert (1100 mérföld és 1900 mérföld) mér meg.
Neptunusz légköre:
Magas tengerszint feletti magasságban a Neptunusz légköre 80% hidrogént és 19% héliumot tartalmaz, nyomokban metánnal. Az Uránhoz hasonlóan, a vörös fénynek a légköri metán általi abszorpciója része annak, ami Neptunusznak kék árnyalatot ad, bár a Neptunusz sötétebb és élénkebb. Mivel a Neptunusz légköri metántartalma hasonló az Uránuszéhoz, úgy gondolják, hogy néhány ismeretlen alkotóelem hozzájárul a Neptunusz intenzívebb színezéséhez.
A Neptunusz légköre két fő régióra oszlik: az alsó troposzféra (ahol a hőmérséklet a magassággal csökken) és a sztratoszféra (ahol a hőmérséklet a magassággal növekszik). A kettő közötti határ, a tropopause, 0,1 bar (10 kPa) nyomáson fekszik. A sztratoszféra ezután 10 ° C-nál alacsonyabb nyomáson utat enged a termoszféra számára-5 10-ig-4 mikrobárok (1-10 Pa), amelyek fokozatosan átjutnak az exoszférába.
A Neptunusz spektrumai arra utalnak, hogy az alsó sztratoszféra zavaros a termékek kondenzációja miatt, amelyet az ultraibolya sugárzás és a metán kölcsönhatása (azaz fotolízis) okoz, amely olyan vegyületeket hoz létre, mint az etán és az etin. A sztratoszféra a szén-monoxid és a hidrogén-cianid mennyiségének nyomon követését is szolgálja, amelyek felelősek azért, hogy a Neptunusz sztratoszféra melegebb, mint az Uránusz.
A homályos okokból a bolygó termoszféra szokatlanul magas hőmérsékletet, kb. 750 K (476,85 ° C / 890 ° F) hőmérsékletet él. A bolygó túl messze van a Naptól ahhoz, hogy ezt a hőt ultraibolya sugárzás generálja, ami azt jelenti, hogy egy másik fűtési mechanizmust vesz igénybe - ami lehet a légkör kölcsönhatása az ionokkal a bolygó mágneses mezőjében, vagy a gravitációs hullámok a bolygó belsejéből, amelyek eloszlanak az atmoszféra.
Mivel a Neptunusz nem szilárd test, atmoszférája differenciálisan forog. A széles egyenlítői zóna körülbelül 18 órás periódusban forog, ami lassabb, mint a bolygó mágneses tere 16,1 órás forgása. Ezzel szemben a fordított helyzet igaz a poláris régiókra, ahol a forgási idő 12 óra.
Ez a differenciális forgás a Naprendszer bármelyik bolygójának a legszembetűnőbb, és erős szélességi szélességi nyírást és heves viharokat eredményez. Mindhárom lenyűgözőt 1989-ben a Voyager 2 űrszondája észlelte, majd megjelenésük alapján megneveztek.
Az elsőként egy hatalmas, 15 000 x 6 600 km hosszú anticiklónikus vihar volt, amely Jupiter nagy vörös foltjára emlékeztetett. A Nagy Sötét Spot néven ezt a viharot nem észlelte öt később (1994. november 2.), amikor a Hubble Űrtávcső kereste. Ehelyett egy új, nagyon hasonló megjelenést mutatott a bolygó északi féltekéjén, ami arra utal, hogy ezeknek a viharoknak rövidebb élettartama van, mint a Jupiteré.
A Robogó egy újabb vihar, egy fehér felhőcsoport, amely délre található, mint a Nagy Sötét Spot - egy becenév, amely először a Voyager 2 A kis sötét folt, a déli ciklonikus vihar volt a második legerősebb vihar az 1989-es találkozás során. Kezdetben teljesen sötét volt; de mint Voyager 2 megközelítette a bolygót, egy fényes mag alakult ki, és a legtöbb legnagyobb felbontású képen látható volt.
Összegezve: a Naprendszerünk bolygóinak mindegyike fajta légkörben van. És összehasonlítva a Föld viszonylag balzsamos és vastag atmoszférájával, a tartomány nagyon vékony és nagyon sűrű között zajlik. Hőmérsékleteink között vannak a rendkívül forró (például a Vénusz esetén) a szélsőségesen fagyos hidegig.
És amikor az időjárási rendszerekről van szó, akkor a dolgok ugyanolyan szélsőségesek lehetnek, amikor a bolygó akár akár időjárással büszkélkedhet, akár intenzív ciklikus és porviharok miatt, amelyek a viharokat szégyenteljesítik a földre. És bár néhányuk teljesen ellenséges az életre, ahogy tudjuk, másokkal együtt dolgozhatunk.
Sok érdekes cikk található a bolygó atmoszférájáról itt, a Space Magazine-ban. Például a „Mi a légkör?” Című cikk és a Higany, Vénusz, Mars, Jupiter, Szaturnusz, Uránus és Neptunusz légköréről szóló cikkek,
A légkörről további információkért tekintse meg a NASA oldalait a Föld légköri rétegeiről, a szénciklusról és arról, hogy a Föld légköre hogyan tér el az űrből.
A Csillagászat Cast egy epizódot tartalmaz a légkör forrásáról.
