Siin Maal kipume oma atmosfääri iseenesestmõistetavaks ja mitte ilma põhjuseta. Meie atmosfääris on armas lämmastiku ja hapniku segu (vastavalt 78% ja 21%), milles on jäljendatud veeauru, süsinikdioksiidi ja muid gaasilisi molekule. Veelgi enam, meil on õhurõhk 101,325 kPa, mis ulatub umbes 8,5 km kõrgusele.
Ühesõnaga, meie õhkkond on rikkalik ja elukeskne. Aga kuidas on Päikesesüsteemi teiste planeetidega? Kuidas nad atmosfääri koostise ja rõhu osas üksteise otsa kerkivad? Teame ju, et inimesed ei hinga neid ega saa elu toetada. Kuid mis vahet on neil kivi- ja gaasipallidel meie omadel?
Alustuseks tuleb märkida, et igal Päikesesüsteemi planeedil on üht või teist tüüpi õhkkond. Ja need ulatuvad uskumatult õhukestest ja pingelistest (nagu Mercury “eksosfäär”) kuni uskumatult tihedate ja võimsateni - see kehtib kõigi gaasihiiglaste kohta. Ja sõltuvalt planeedi koostisest, olgu see siis maapealne või gaasi- / jäähiiglane, ulatuvad selle atmosfääri moodustavad gaasid vesinikust ja heeliumist keerukamate elementideni nagu hapnik, süsinikdioksiid, ammoniaak ja metaan.
Merkuuri atmosfäär:
Elavhõbe on atmosfääri säilitamiseks liiga kuum ja liiga väike. Sellel on siiski painduv ja muutuv eksosfäär, mis koosneb vesinikust, heeliumist, hapnikust, naatriumist, kaltsiumist, kaaliumist ja veeaurust, kombineeritud rõhutasemega umbes 10-14 baari (üks kvadrillionth Maa atmosfäärirõhust). Arvatakse, et see eksosfäär moodustati Päikesest kinni püütud osakestest, vulkaanide väljapaiskumisest ja mikrometeoriitide mõjul orbiidile löönud prahist.
Kuna Merkuuril puudub elujõuline õhkkond, pole tal kuidagi võimalust päikese soojust säilitada. Selle ja selle kõrge ekstsentrilisuse tagajärjel kogeb planeet olulisi temperatuurimuutusi. Päikese poole jääva külje temperatuur võib ulatuda kuni 700 K (427 ° C), varjus olev külg aga kuni 100 K (-173 ° C).
Veenuse atmosfäär:
Veenuse pinnavaatlusi on minevikus olnud keeruline eriti tiheda atmosfääri tõttu, mis koosneb peamiselt väikese koguse lämmastiku süsinikdioksiidist. 92 baari (9,2 MPa) juures on atmosfäärimass 93 korda suurem kui Maa atmosfäär ja rõhk planeedi pinnal on umbes 92 korda suurem kui Maa pinnal.
Veenus on ka meie päikesesüsteemi kuumim planeet, mille keskmine pinnatemperatuur on 735 K (462 ° C / 863,6 ° F). Selle põhjuseks on CO2-rikas atmosfäär, mis koos paksude vääveldioksiidipilvedega tekitab Päikesesüsteemis tugevaima kasvuhooneefekti. Tiheda CO 2 -kihi kohal hajuvad paksud pilved, mis koosnevad peamiselt vääveldioksiidist ja väävelhappe piiskadest, umbes 90% päikesevalgusest kosmosesse.
Teine levinud nähtus on Veenuse tugevad tuuled, mis ulatuvad pilvede tipus kiiruseni kuni 85 m / s (300 km / h; 186,4 mph) ja tiirlevad planeedil iga nelja kuni viie maa päeva järel. Sellel kiirusel liiguvad need tuuled kuni 60-kordselt planeedi pöörlemiskiirusest, samas kui Maa kiireimad tuuled on vaid 10-20% planeedi pöörlemiskiirusest.
Veenuse kärbseseened on ka märkinud, et selle tihedad pilved on võimelised välku tekitama, sarnaselt pilvedega Maal. Nende vahelduv välimus näitab ilmastiku aktiivsusega seotud mustrit ja välkkiirus on vähemalt pool Maa peal olevast.
Maa atmosfäär:
Maa atmosfäär, mis koosneb lämmastikust, hapnikust, veeaurust, süsinikdioksiidist ja muudest gaasidest, koosneb samuti viiest kihist. Need koosnevad troposfäärist, Stratosfäärist, Mesosfäärist, Termosfäärist ja Exosfäärist. Reeglina väheneb õhurõhk ja tihedus, mida kõrgem atmosfääri satub ja mida kaugemal pinnast on.
Maale kõige lähemal on troposfäär, mis ulatub maapinnast 0–12 km ja 17 km (0–7 ja 10,56 mi) vahele. See kiht sisaldab umbes 80% Maa atmosfääri massist ja ka siin leidub peaaegu kogu atmosfääri veeauru või niiskust. Selle tulemusel toimub suurem osa Maa ilmast.
Stratosfäär ulatub Troposfäärist 50 km kõrgusele. See kiht ulatub troposfääri tipust stratopausini, mille kõrgus on umbes 50–55 km (31–34 miili). Selles atmosfääri kihis asub osoonikiht, mis on Maa atmosfääri osa, mis sisaldab osoongaasi suhteliselt kõrgeid kontsentratsioone.
Järgmine on Mesosfäär, mis ulatub 50–80 km (31–50 miili) kõrgusel merepinnast. See on Maa kõige külmem koht ja selle keskmine temperatuur on umbes -85 ° C (-120 ° F; 190 K). Termosfäär, atmosfääri teine kõrgeim kiht, ulatub umbes 80 km (50 miili) kõrgusest termopausini, mis asub 500–1000 km (310–620 mi) kõrgusel.
Termosfääri alumine osa, vahemikus 80–550 kilomeetrit (50–342 miili), sisaldab ionosfääri - seda on nimetatud sellepärast, et just atmosfääris ioniseeruvad osakesed päikesekiirguse toimel. See kiht on täiesti pilvitu ja veeaurudeta. Ka sellel kõrgusel toimuvad teadaolevalt nähtused, mida nimetatakse Aurora Borealis ja Aurara Australis.
Eksosfäär, mis on Maa atmosfääri kõige välimine kiht, ulatub eksoobaasist - termosfääri ülaosas umbes 700 km kõrgusel merepinnast - umbes 10 000 km-ni (6200 miili). Eksosfäär sulandub kosmose tühjusega ja koosneb peamiselt vesiniku, heeliumi ja mitme raskema molekuli, sealhulgas lämmastiku, hapniku ja süsinikdioksiidi, eriti madalatest tihedustest
Eksosfäär asub Maa kohal liiga kaugel, et meteoroloogilised nähtused oleksid võimalikud. Aurora Borealis ja Aurora Australis esinevad mõnikord aga eksosfääri alumises osas, kus nad kattuvad termosfääriga.
Keskmine pinnatemperatuur Maal on umbes 14 ° C; kuid nagu juba märgitud, on see erinev. Näiteks oli kõigi aegade kõrgeim temperatuur Maa peal registreeritud 70,7 ° C (159 ° F), mis viidi Iraani Lutsi kõrbesse. Vahepeal mõõdeti Antarktika platool Nõukogude Vostoki jaamas mõõdetuna kõigi aegade madalaimat temperatuuri Maal, ulatudes ajaloolise madalaima temperatuurini -89,2 ° C (-129 ° F).
Marsi atmosfäär:
Planeedi Marsil on väga õhuke atmosfäär, mis koosneb 96% süsinikdioksiidist, 1,93% argoonist ja 1,89% lämmastikust ning hapniku ja vee jälgedest. Atmosfäär on üsna tolmune, sisaldades osakesi, mille läbimõõt on 1,5 mikromeetrit, mis annab Marsi taevale pinnast vaadatuna värvuse. Marsi õhurõhk jääb vahemikku 0,4–0,87 kPa, mis vastab umbes 1% -le Maa pinnast merepinnal.
Õhukese atmosfääri ja suurema kauguse tõttu Päikesest on Marsi pinnatemperatuur palju külmem kui see, mida me siin Maa peal kogeme. Planeedi keskmine temperatuur on -46 ° C (51 ° F), madalaim temperatuuril -143 ° C (-225.4 ° F) on talvel poolustel ja kõrgeim temperatuuril 35 ° C (95 ° F) suvel ja keskpäeval ekvaatori juures.
Samuti kogeb planeet tolmutorme, mis võivad muutuda väikeste tornaadode sarnaseks. Suuremad tolmutormid tekivad siis, kui tolm puhutakse atmosfääri ja kuumeneb Päikesest. Soojem tolmuga täidetud õhk tõuseb ja tuuled tugevnevad, tekitades torme, mille laius võib olla kuni tuhandeid kilomeetreid ja kesta mitu kuud korraga. Kui need suureks saavad, saavad nad tegelikult suurema osa pinnast vaatepildist blokeerida.
Marsi atmosfääris on tuvastatud ka jälgi metaanikoguses, mille hinnanguline kontsentratsioon on umbes 30 osa miljardit (ppb). See ilmneb laiendatud plokkides ja profiilid viitavad sellele, et metaan eraldus konkreetsetest piirkondadest - esimene neist asub Isidise ja Utopia Planitia vahel (30 ° N 260 ° W) ja teine Arabia Terra (0 ° N 310 °). W).
Ka Marss avastas ammoniaagi esialgu Mars Express satelliit, kuid suhteliselt lühikese tööeaga. Pole selge, mis selle põhjustas, kuid võimaliku allikana on pakutud vulkaanilist aktiivsust.
Jupiteri atmosfäär:
Sarnaselt Maale kogeb Jupiter põhja- ja lõunapooluse lähedal aurasid. Kuid Jupiteril on auraalne tegevus palju intensiivsem ja peatub harva. Intensiivne kiirgus, Jupiteri magnetväli ja Jupiteri ionosfääriga reageerivate Io vulkaanide materjalide rohkus loovad valgusetenduse, mis on tõeliselt suurejooneline.
Jupiter kogeb ka vägivaldseid ilmastikumustreid. Tuule kiirus 100 m / s (360 km / h) on tavaline tsoonistes joades ja võib ulatuda 620 km / h (385 mph). Tormid tekivad mõne tunni jooksul ja need võivad üleöö muutuda tuhandete km läbimõõduga. Üks torm, Suur Punane Spot, on märatsenud vähemalt alates 1600. aastate lõpust. Torm on kogu oma ajaloo jooksul kahanenud ja laienenud; kuid 2012. aastal tehti ettepanek, et Giant Red Spot võib lõpuks kaduda.
Jupiter on püsivalt kaetud pilvedega, mis koosnevad ammoniaagi kristallidest ja võib-olla ammooniumhüdrosulfiidist. Need pilved asuvad tropopausis ja on paigutatud erineva laiusega ribadesse, mida nimetatakse troopilisteks piirkondadeks. Pilvekiht on vaid umbes 50 km (31 miili) sügav ja koosneb vähemalt kahest pilvetekist: paksust alumisest tekist ja õhukesest selgemast piirkonnast.
Ammoniaagi kihi all võib olla ka õhuke vesipilvede kiht, mida tõendavad Jupiteri atmosfääris tuvastatud välgulöögid, mis võivad olla põhjustatud vee polaarsusest, mis loob välgu jaoks vajaliku laengu eraldamise. Nende elektrilahenduste vaatlused näitavad, et need võivad olla kuni tuhat korda võimsamad kui siin Maa peal.
Saturni atmosfäär:
Saturni välisõhk sisaldab 96,3% molekulaarset vesinikku ja 3,25% heeliumi mahust. Gaasihiiglane sisaldab teadaolevalt ka raskemaid elemente, kuigi nende proportsioonid vesiniku ja heeliumi suhtes pole teada. Eeldatakse, et need vastavad Päikesesüsteemi moodustamisest pärinevale ürgsele arvukusele.
Saturni atmosfääris on tuvastatud ka ammoniaagi, atsetüleeni, etaani, propaani, fosfiini ja metaani sisaldus. Ülemised pilved koosnevad ammoniaagi kristallidest, madalama taseme pilved aga koosnevad kas ammooniumhüdrosulfiidist (NH4SH) või vesi. Päikese ultraviolettkiirgus põhjustab atmosfääri ülemises atmosfääris metaani fotolüüsi, mis viib reale süsivesinike keemilistele reaktsioonidele, mille tagajärjel tekivad saadused pööriste ja difusiooni teel allapoole.
Saturni atmosfääris on Jupiteri sarnane ribakujuline muster, kuid Saturni ribad on ekvaatori lähedal palju õhemad ja laiemad. Nagu Jupiteri pilvekihtide puhul, jagunevad need ülemisse ja alumisse kihti, mille koostis varieerub sügavuse ja rõhu järgi. Ülemistes kihtides, mille temperatuur on vahemikus 100–160 K ja rõhk vahemikus 0,5–2 baari, koosnevad pilved ammoniaakjääst.
Vesised jääpilved algavad tasemest, kus rõhk on umbes 2,5 baari, ja ulatub 9,5 baarini, temperatuuride vahemikus 185–270 K. Sellesse kihti on segatud ammooniumhüdrosulfiidjää jää, mis paikneb rõhu vahemikus 3–6. Baar temperatuuril 290–235 K. Lõpuks, alumised kihid, kus rõhk on vahemikus 10–20 bar ja temperatuurid vahemikus 270–330 K, sisaldavad vesilahustes ammoniaagiga veepiiskade piirkonda.
Vahel on Saturni atmosfääris pikaealised ovaalid, sarnaselt sellele, mida tavaliselt Jupiteril täheldatakse. Kui Jupiteril on suur punane täpp, siis Saturnil on perioodiliselt nn Suur valge laik (teise nimega Suur Valge Ovaal). See ainulaadne, kuid lühiajaline nähtus toimub üks kord iga Saturni aasta jooksul, umbes iga 30 maa-aasta jooksul, põhjapoolkera suvise pööripäeva ajal.
Need laigud võivad olla mitme tuhande kilomeetri laiused ja neid on täheldatud aastatel 1876, 1903, 1933, 1960 ja 1990. Alates 2010. aastast on Saturni ümbritsetud suurtest valgete pilvede lainest, mida nimetatakse põhjapoolse elektrostaatilise häiringuna. Cassini kosmosesond. Kui nende tormide perioodiline iseloom säilib, ilmneb umbes 2020. aastal veel üks torm.
Tuule ots on Saturni järgi Päikesesüsteemi planeetide järel Kiire järel Neptuuni järel teine kiireim. Voyageri andmed näitavad idakaare tuule maksimaalset kiirust 500 m / s (1800 km / h). Saturni põhja- ja lõunapoolused on näidanud ka tormist ilma. Põhjapoolusel toimub see kuusnurkse lainekujundina, lõunapool aga massiivse joaga.
Püsiv kuusnurkne lainekujundus põhjapooluse ümber oli esmakordselt nähtav Voyager pilte. Kuusnurga küljed on mõlemad umbes 13 800 km (8600 mi) pikad (mis on pikemad kui Maa läbimõõt) ja konstruktsioon pöörleb ajavahemikuga 10h 39m 24s, mis eeldatakse olevat võrdne pöörlemisajaga Saturni interjöör.
Vahepeal täheldati lõunapooluse keerist Hubble'i kosmoseteleskoobi abil. Need kujutised näitasid jugavoo olemasolu, kuid mitte kuusnurkset seisvat lainet. Need tormid tekitavad hinnanguliselt tuule kiirusel 550 km / h, on suurusega võrreldavad Maaga ja arvatakse, et need on kestnud miljardeid aastaid. 2006. aastal täheldas Cassini kosmosesond orkaanitaolist tormi, millel oli selgelt määratletud silm. Selliseid torme ei olnud täheldatud ühelgi teisel planeedil peale Maa - isegi Jupiteril.
Uraani atmosfäär:
Nagu Maa puhul, jaguneb uraani atmosfäär kihtideks sõltuvalt temperatuurist ja rõhust. Nagu teistelgi gaasigigaanidel, pole ka planeedil kindlat pinda ja teadlased määratlevad selle pinna piirkonnana, kus õhurõhk ületab ühe baari (rõhk, mis Maa peal leitakse merepinnal). Atmosfääri peetakse ka kõike, mis on kaugseire võimekusele ligipääsetav - mis ulatub umbes 300 km alla 1 baari taseme.
Neid tugipunkte kasutades saab Uraani atmosfääri jagada kolmeks kihiks. Esimene neist on troposfäär, pinna kõrguse vahemikus -300 km kuni 50 km kõrgusel, kus rõhk on vahemikus 100 kuni 0,1 bar (10 MPa kuni 10 kPa). Teine kiht on stratosfäär, mille pikkus ulatub 50–4000 km ja mille rõhk on vahemikus 0,1–10-10 riba (10 kPa kuni 10 uPa).
Troposfäär on Uraani atmosfääris kõige tihedam kiht. Siin varieerub temperatuur vahemikus 320 K (46,85 ° C / 116 ° F) põhjas (-300 km) kuni 53 K (-220 ° C / -364 ° F) 50 km juures, kusjuures ülemine piirkond on kõige külmem päikesesüsteemis. Tropopausi piirkond tekitab valdava osa Uraani termilistest infrapunakiirgust, määrates selle efektiivseks temperatuuriks 59,1 ± 0,3 K.
Troposfääri sees on kihid pilvekihte - madalaima rõhuga veepilved, nende kohal on ammooniumhüdrosulfiidipilved. Järgmiseks tulevad ammoniaagi ja vesiniksulfiidi pilved. Lõpuks lebasid õhukesed metaanipilved.
Stratosfääris ulatuvad temperatuurid temperatuurist 53 K (-220 ° C / -364 ° F) kõrgemal tasemel kuni 800–850 K (527–577 ° C / 980–1070 ° F) termosfääri põhjas, tänu suuresti päikesekiirgusest põhjustatud kuumutamisele. Stratosfäär sisaldab etaan-sudu, mis võib kaasa aidata planeedi tuima väljanägemisele. Samuti on atsetüleeni ja metaani ning need hägused aitavad stratosfääri soojendada.
Kõige välimine kiht, termosfäär ja koroon, ulatuvad 4000 km-st kuni 50 000 km-ni pinnast. Selle piirkonna temperatuur on ühtlane 800–850 (577 ° C / 1070 ° F), ehkki teadlased pole selle põhjuse osas kindlad. Kuna kaugus Päikesest Uraanini on nii suur, ei saa imenduv päikesevalgus olla peamine põhjus.
Nagu Jupiter ja Saturn, järgib Uraani ilm sarnast mustrit, kus süsteemid jaotatakse ümber planeedi pöörlevateks ribadeks, mida juhib sisemine soojus, mis tõuseb atmosfääri ülemisse ossa. Selle tagajärjel võivad tuuled Uraanil ulatuda kuni 900 km / h (560 miili tunnis), tekitades tohutuid torme, nagu näiteks Hubble'i kosmoseteleskoobiga 2012. aastal. Sarnaselt Jupiteri suurele punasele täpile oli see “Dark Spot” hiiglane pilvekeeris, mis mõõtis 1700 kilomeetrit 3000 kilomeetri (1100 miili ja 1900 miili) vahel.
Neptuuni atmosfäär:
Suurel kõrgusel on Neptuuni atmosfäär 80% vesinikku ja 19% heeliumi, milles on vähesel määral metaani. Nagu Uraani puhul, on ka atmosfääri metaani selline punase valguse neeldumine Neptuunile sinise tooni andnud, ehkki Neptuuni tuum on tumedam ja erksam. Kuna Neptuuni atmosfääri metaani sisaldus on sarnane Uraani omaga, arvatakse, et mõni tundmatu koostisosa aitab Neptuuni intensiivsemale värvumisele kaasa.
Neptuuni atmosfäär jaguneb kaheks põhipiirkonnaks: alumine troposfäär (kus temperatuur väheneb kõrgusega) ja stratosfäär (kus temperatuur tõuseb kõrgusega). Piir nende kahe vahel, tropopaus, asub rõhul 0,1 baari (10 kPa). Seejärel annab stratosfäär atmosfäärile rõhu all alla 10 ° C-5 kuni 10-ni-4 mikrobaarid (1 kuni 10 Pa), mis järk-järgult siirduvad eksosfääri.
Neptuuni spektrid viitavad sellele, et selle alumine stratosfäär on udune ultraviolettkiirguse ja metaani (st fotolüüsi) vastasmõjust põhjustatud toodete kondenseerumise tõttu, mis tekitab selliseid ühendeid nagu etaan ja etüleen. Stratosfääris leidub ka jälgi koguses vingugaasi ja vesiniktsüaniidi, mis vastutavad selle eest, et Neptuuni stratosfäär oleks soojem kui Uraan.
Ebamäärasetel põhjustel kogeb planeedi termosfäär ebaharilikult kõrgeid temperatuure - umbes 750 K (476,85 ° C / 890 ° F). Planeedil on Päikesest liiga kaugel, et seda soojust tekitataks ultraviolettkiirguse abil, mis tähendab, et on seotud veel üks kuumutusmehhanism - see võib olla atmosfääri vastasmõju ioonidega planeedi magnetväljas või gravitatsioonilained planeedi sisemusest, mis hajuvad atmosfääri.
Kuna Neptuun pole kindel keha, läbib selle atmosfäär diferentsiaalse pöörlemise. Lai ekvaatoritsoon pöörleb umbes 18 tunni pikkuse perioodiga, mis on aeglasem kui planeedi magnetvälja 16,1-tunnine pöörlemine. Vastupidiselt kehtib see polaarpiirkondade kohta, kus pöörlemisperiood on 12 tundi.
See diferentsiaalpööre on Päikesesüsteemi kõigist planeetidest kõige tugevam ja selle tulemuseks on tugev laiusjoone tuulenihe ja ägedad tormid. Kolm kõige muljetavaldavamat vaatasid kõik 1989. aastal kosmosesondi Voyager 2 abil ja seejärel nimetasid neid oma esinemiste põhjal.
Esimesena märgati massiivset antitsüklonilist tormi, mille mõõtmed olid 13 000 x 6 600 km ja mis meenutas Jupiteri suurt punast täppi. Suure pimeda kohana tuntud tormi ei märgatud viis hiljem (2. november 1994), kui Hubble'i kosmoseteleskoop seda otsis. Selle asemel leiti planeedi põhjapoolkeral uus välimuselt väga sarnane torm, mis viitab sellele, et nende tormide eluiga on lühem kui Jupiteri oma.
Tõukeratas on järjekordne torm, valge pilvegrupp, mis asub kaugemal lõunast kui Suur Pimeduspunkt - hüüdnimi, mis tekkis esmakordselt kuu jooksul enne Voyager 2 1989. aastal aset leidnud kokkupõrge. Väike Dark Spot, lõunapoolne tsüklonitorm oli teine intensiivseim torm, mida 1989. Algselt oli täiesti pime; aga Voyager 2 lähenes planeedile, tekkis ere tuum ja seda võis näha enamikus kõrgeima eraldusvõimega piltides.
Kokkuvõttes võib öelda, et meie päikesesüsteemi planeedil on kõik omamoodi atmosfäär. Ja võrreldes Maa suhteliselt pallase ja paksu atmosfääriga, on nende skaala vahemik väga õhukesest kuni väga tihedani. Nende temperatuurid varieeruvad ka eriti kuumast (näiteks Veenusel) kuni äärmiselt külmavaevadeni.
Ja kui tegemist on ilmastiku süsteemidega, võivad asjad sama äärmuslikud olla - planeedi uhkeldavad kas ilm või kas intensiivsed tsüklonilised ja tolmutormid, mis panevad tormid siin Maa ümber häbisse. Ja arvestades, et mõned on sellise elu suhtes täiesti vaenulikud, nagu me seda tunneme, siis teised, kellega võiksime töötada.
Kosmoseajakirjas on siin palju huvitavaid artikleid planeedi atmosfääri kohta. Näiteks on ta „Mis on atmosfäär?“ Ja artiklid elavhõbeda, Veenuse, Marsi, Jupiteri, Saturni, Uraani ja Neptuuni atmosfäärist,
Lisateavet atmosfääride kohta leiate NASA lehtedelt Maa atmosfääri kihtidest, süsiniku tsüklist ja sellest, kuidas Maa atmosfäär erineb kosmosest.
Astronoomiaosakonnad on osa atmosfääri allikast.
