Здесь, на Земле, мы склонны воспринимать нашу атмосферу как должное, и не без причины. Наша атмосфера имеет прекрасную смесь азота и кислорода (78% и 21% соответственно) с незначительными количествами водяного пара, углекислого газа и других газообразных молекул. Более того, мы наслаждаемся атмосферным давлением 101,325 кПа, которое простирается до высоты около 8,5 км.
Короче говоря, наша атмосфера изобильна и поддерживает жизнь. Но как насчет других планет Солнечной системы? Как они складываются с точки зрения состава атмосферы и давления? Мы точно знаем, что они не дышат людьми и не могут поддерживать жизнь. Но какая разница между этими шарами из камня и газа и нашими?
Для начала следует отметить, что каждая планета в Солнечной системе имеет ту или иную атмосферу. И они варьируются от невероятно тонких и ненадежных (таких как «экзосфера» Меркурия) до невероятно плотных и мощных - так обстоит дело со всеми газовыми гигантами. И в зависимости от состава планеты, будь то земной или газовый / ледяной гигант, газы, составляющие ее атмосферу, варьируются от водорода и гелия до более сложных элементов, таких как кислород, углекислый газ, аммиак и метан.
Атмосфера Меркурия:
Меркурий слишком горячий и слишком маленький, чтобы сохранять атмосферу. Тем не менее, он имеет слабую и изменчивую экзосферу, состоящую из водорода, гелия, кислорода, натрия, кальция, калия и водяного пара, с общим уровнем давления около 10-14 бар (одна квадриллионная часть атмосферного давления Земли). Считается, что эта экзосфера образовалась из частиц, захваченных Солнцем, извержения вулканов и осколков, выброшенных на орбиту под воздействием микрометеоритов.
Из-за отсутствия жизнеспособной атмосферы у Меркурия нет возможности сохранить тепло Солнца. В результате этого и его высокого эксцентриситета планета испытывает значительные колебания температуры. Тогда как сторона, обращенная к Солнцу, может нагреваться до 700 К (427 ° С), а сторона в тени опускается до 100 К (-173 ° С).
Атмосфера Венеры:
Наблюдения за поверхностью Венеры в прошлом были затруднены из-за ее чрезвычайно плотной атмосферы, которая состоит в основном из углекислого газа с небольшим количеством азота. При давлении 92 бар (9,2 МПа) масса атмосферы в 93 раза превышает массу атмосферы Земли, а давление на поверхности планеты примерно в 92 раза выше, чем на поверхности Земли.
Венера также является самой горячей планетой в нашей Солнечной системе со средней температурой поверхности 735 К (462 ° C / 863,6 ° F). Это происходит из-за атмосферы, богатой CO 2, которая наряду с густыми облаками диоксида серы создает самый сильный парниковый эффект в Солнечной системе. Над плотным слоем СО2 густые облака, состоящие в основном из диоксида серы и капель серной кислоты, рассеивают около 90% солнечного света обратно в космос.
Другим распространенным явлением являются сильные ветры Венеры, которые достигают скорости до 85 м / с (300 км / ч; 186,4 миль / ч) на вершинах облаков и окружают планету каждые четыре-пять земных дней. На этой скорости эти ветры движутся в 60 раз быстрее скорости вращения планеты, тогда как самые быстрые ветры Земли составляют всего 10-20% от скорости вращения планеты.
Мухи Венеры также указали, что ее плотные облака способны производить молнии, очень похожие на облака на Земле. Их прерывистый внешний вид указывает на характер, связанный с погодной активностью, а уровень молний по крайней мере вдвое меньше, чем на Земле.
Атмосфера Земли:
Атмосфера Земли, которая состоит из азота, кислорода, водяного пара, углекислого газа и других микроэлементов, также состоит из пяти слоев. Они состоят из тропосферы, стратосферы, мезосферы, термосферы и экзосферы. Как правило, чем меньше воздух попадает в атмосферу, тем меньше давление и плотность воздуха, тем дальше от поверхности.
Ближайшим к Земле является тропосфера, простирающаяся от 0 до 12–17 км (от 0 до 7 и 10,56 миль) над поверхностью. Этот слой содержит примерно 80% массы земной атмосферы, и здесь также содержится почти весь атмосферный водяной пар или влага. В результате это слой, где происходит большая часть погоды на Земле.
Стратосфера простирается от тропосферы до высоты 50 км (31 миль). Этот слой простирается от вершины тропосферы до стратопаузы, которая находится на высоте примерно от 50 до 55 км (от 31 до 34 миль). Этот слой атмосферы является домом для озонового слоя, который является частью атмосферы Земли, которая содержит относительно высокие концентрации озонового газа.
Далее следует Мезосфера, которая простирается от 50 до 80 км (от 31 до 50 миль) над уровнем моря. Это самое холодное место на Земле, средняя температура которого составляет около -85 ° C (-120 ° F; 190 К). Термосфера, второй по величине слой атмосферы, простирается от высоты около 80 км (50 миль) до термопаузы, которая находится на высоте 500–1000 км (310–620 миль).
Нижняя часть термосферы, от 80 до 550 километров (от 50 до 342 миль), содержит ионосферу, которая названа так потому, что именно здесь, в атмосфере, частицы ионизируются солнечным излучением. Этот слой абсолютно безоблачный и не содержит водяного пара. Также на этой высоте, как известно, имеют место явления, известные как Aurora Borealis и Aurara Australis.
Экзосфера, которая является самым внешним слоем земной атмосферы, простирается от экзобазы, расположенной в верхней части термосферы на высоте около 700 км над уровнем моря, до около 10 000 км (6200 миль). Экзосфера сливается с пустотой космического пространства и состоит в основном из чрезвычайно низких плотностей водорода, гелия и нескольких более тяжелых молекул, включая азот, кислород и углекислый газ
Экзосфера расположена слишком далеко над Землей, чтобы любые метеорологические явления были возможны. Однако Северное сияние и Северное сияние иногда встречаются в нижней части экзосферы, где они пересекаются с термосферой.
Средняя температура поверхности на Земле составляет приблизительно 14 ° C; но, как уже отмечалось, это меняется. Например, самая высокая температура, когда-либо зарегистрированная на Земле, была 70,7 ° C (159 ° F), которая была взята в пустыне Лут в Иране. Между тем самая холодная температура, когда-либо зарегистрированная на Земле, была измерена на советской станции Восток на Антарктическом плато, достигнув исторического минимума -89,2 ° C (-129 ° F).
Атмосфера Марса:
Планета Марс имеет очень тонкую атмосферу, которая состоит из 96% углекислого газа, 1,93% аргона и 1,89% азота, а также следов кислорода и воды. Атмосфера довольно пыльная и содержит частицы размером 1,5 микрометра в диаметре, что придает марсианскому небу желтовато-коричневый цвет при взгляде с поверхности. Атмосферное давление Марса колеблется от 0,4 до 0,87 кПа, что эквивалентно примерно 1% от уровня Земли на уровне моря.
Из-за своей тонкой атмосферы и большего расстояния от Солнца температура поверхности Марса намного ниже, чем у нас на Земле. Средняя температура планеты составляет -46 ° C (51 ° F), с низкой -143 ° C (-225,4 ° F) зимой на полюсах и высокой 35 ° C (95 ° F) летом и полдень на экваторе.
Планета также испытывает пыльные бури, которые могут превратиться в то, что напоминает маленькие торнадо. Большие пыльные бури возникают, когда пыль выдувается в атмосферу и нагревается от Солнца. Воздух, наполненный более теплой пылью, поднимается, и ветры усиливаются, создавая штормы, которые могут достигать ширины в тысячи километров и длиться месяцами одновременно. Когда они становятся такими большими, они фактически могут заблокировать большую часть поверхности из поля зрения.
Следовые количества метана также были обнаружены в атмосфере Марса, с предполагаемой концентрацией около 30 частей на миллиард (частей на миллиард). Это происходит в расширенных перьях, и профили подразумевают, что метан был выпущен из определенных областей - первый из которых расположен между Isidis и Utopia Planitia (30 ° N 260 ° W) и второй в Аравии Терра (0 ° N 310 ° Вт).
Аммиак был также предварительно обнаружен на Марсе Марс Экспресс спутник, но с относительно коротким сроком службы. Не ясно, что произвело это, но вулканическая деятельность была предложена как возможный источник.
Атмосфера Юпитера:
Подобно Земле, Юпитер испытывает полярные сияния вблизи северного и южного полюсов. Но на Юпитере авроральная активность намного интенсивнее и редко когда-либо прекращается. Интенсивное излучение, магнитное поле Юпитера и изобилие материала от вулканов Ио, которые реагируют с ионосферой Юпитера, создают световое шоу, которое действительно впечатляет.
Юпитер также испытывает сильные погодные условия. Скорость ветра 100 м / с (360 км / ч) распространена в зональных струях и может достигать 620 км / ч (385 миль / ч). Штормы формируются в течение нескольких часов и могут стать тысячами километров в диаметре за одну ночь. Один шторм, Большое Красное Пятно, бушевал, по крайней мере, с конца 1600-х годов. Шторм уменьшался и расширялся на протяжении всей своей истории; но в 2012 году было высказано предположение, что гигантское красное пятно может в конечном итоге исчезнуть.
Юпитер постоянно покрыт облаками, состоящими из кристаллов аммиака и, возможно, гидросульфида аммония. Эти облака расположены в тропопаузе и расположены в полосах разных широт, известных как «тропические регионы». Глубина облачности составляет всего около 50 км (31 миль) и состоит как минимум из двух слоев облаков: толстой нижней палубы и тонкой более четкой области.
Может также быть тонкий слой водяных облаков под слоем аммиака, о чем свидетельствуют вспышки молнии, обнаруженные в атмосфере Юпитера, которые будут вызваны полярностью воды, создающей разделение зарядов, необходимое для молнии. Наблюдения за этими электрическими разрядами показывают, что они могут быть в тысячу раз мощнее, чем наблюдаемые здесь, на Земле.
Атмосфера Сатурна:
Внешняя атмосфера Сатурна содержит 96,3% молекулярного водорода и 3,25% гелия по объему. Также известно, что газовый гигант содержит более тяжелые элементы, хотя их пропорции относительно водорода и гелия неизвестны. Предполагается, что они будут соответствовать изначальному изобилию от формирования Солнечной системы.
Следовые количества аммиака, ацетилена, этана, пропана, фосфина и метана также были обнаружены в атмосфере Сатурна. Верхние облака состоят из кристаллов аммиака, в то время как нижние облака состоят из гидросульфида аммония (NH4Ш) или вода. Ультрафиолетовое излучение Солнца вызывает фотолиз метана в верхних слоях атмосферы, что приводит к ряду химических углеводородных реакций, в результате чего продукты переносятся вниз вихрями и диффузией.
Атмосфера Сатурна имеет полосатый рисунок, подобный Юпитеру, но полосы Сатурна намного слабее и шире вблизи экватора. Как и в облачных слоях Юпитера, они делятся на верхний и нижний слои, которые различаются по составу в зависимости от глубины и давления. В верхних слоях облаков, при температурах в диапазоне 100–160 К и давлениях в пределах 0,5–2 бар, облака состоят из аммиачного льда.
Облака водяного льда начинаются на уровне, где давление составляет около 2,5 бар, и простираются до 9,5 бар, где температура колеблется от 185 до 270 К. В этом слое перемешивается полоса гидросульфидного льда аммония, лежащая в диапазоне давлений 3–6 бар с температурой 290–235 К. Наконец, нижние слои, в которых давление составляет 10–20 бар, а температура 270–330 К, содержат область капель воды с аммиаком в водном растворе.
Иногда в атмосфере Сатурна присутствуют долгоживущие овалы, подобные тем, что обычно наблюдаются на Юпитере. В то время как у Юпитера есть Большое Красное Пятно, у Сатурна периодически есть то, что известно как Большое Белое Пятно (иначе. Большой Белый Овал). Это уникальное, но недолговечное явление происходит один раз в год в Сатурне, примерно каждые 30 земных лет, во время летнего солнцестояния в северном полушарии.
Эти пятна могут иметь ширину в несколько тысяч километров, и они наблюдались в 1876, 1903, 1933, 1960 и 1990 годах. С 2010 года наблюдалась большая полоса белых облаков, называемая Северным электростатическим нарушением, охватывающая Сатурн, которая была замечена космический зонд Кассини. Если периодический характер этих штормов сохранится, еще один произойдет примерно в 2020 году.
Ветры на Сатурне являются вторыми самыми быстрыми среди планет Солнечной системы после Нептуна. Данные Voyager указывают на пик восточных ветров 500 м / с (1800 км / ч). Северный и южный полюсы Сатурна также свидетельствуют о штормовой погоде. На северном полюсе это принимает форму гексагональной волновой картины, в то время как на юге видны массивные струйные потоки.
Сохраняющаяся шестиугольная волновая картина вокруг северного полюса была впервые отмечена в мореплаватель картинки. Каждая из сторон шестиугольника имеет длину около 13 800 км (8600 миль) (что больше диаметра Земли), и конструкция вращается с периодом 10 ч 39 м 24, что, как предполагается, равно периоду вращения Интерьер Сатурна.
Тем временем южный полюсный вихрь впервые наблюдался с помощью космического телескопа Хаббла. Эти изображения указывают на наличие струйного потока, но не на шестиугольную стоячую волну. По оценкам, эти штормы порождают ветры со скоростью 550 км / ч, они сопоставимы по размерам с Землей и, как полагают, продолжаются в течение миллиардов лет. В 2006 году космический зонд Cassini обнаружил штормоподобную бурю с четко очерченным глазом. Таких штормов не наблюдалось ни на одной планете, кроме Земли, даже на Юпитере.
Атмосфера Урана:
Как и на Земле, атмосфера Урана разбивается на слои в зависимости от температуры и давления. Как и другие газовые гиганты, планета не имеет твердой поверхности, и ученые определяют поверхность как область, где атмосферное давление превышает один бар (давление, обнаруженное на Земле на уровне моря). Все, что доступно для способности дистанционного зондирования - которая простирается примерно до 300 км ниже уровня в 1 бар - также считается атмосферой.
Используя эти ориентиры, атмосферу Урана можно разделить на три слоя. Первая - это тропосфера между высотами от -300 км до поверхности и 50 км над ней, где давление колеблется от 100 до 0,1 бар (от 10 МПа до 10 кПа). Второй слой - это стратосфера, которая достигает от 50 до 4000 км и испытывает давление от 0,1 до 10.-10 бар (от 10 кПа до 10 мкПа).
Тропосфера - самый плотный слой в атмосфере Урана. Здесь температура колеблется от 320 K (46,85 ° C / 116 ° F) у основания (-300 км) до 53 K (-220 ° C / -364 ° F) на 50 км, причем верхняя область является самой холодной в солнечной системе. Область тропопаузы ответственна за подавляющее большинство тепловых инфракрасных излучений Урана, что определяет его эффективную температуру 59,1 ± 0,3 К.
В тропосфере находятся слои облаков - водяные облака при самых низких давлениях, а над ними - облака гидросульфида аммония. Следуют облака аммиака и сероводорода. Наконец, тонкие метановые облака лежали на вершине.
В стратосфере температура колеблется от 53 К (-220 ° С / -364 ° F) на верхнем уровне до от 800 до 850 К (527 - 577 ° С / 980 - 1070 ° F) у основания термосферы, во многом благодаря нагреву, вызванному солнечным излучением. В стратосфере содержится смог этана, который может способствовать скучному появлению планеты. Ацетилен и метан также присутствуют, и эти дымки помогают согревать стратосферу.
Внешний слой, термосфера и корона, простираются от 4000 км до 50 000 км от поверхности. Эта область имеет равномерную температуру 800-850 (577 ° C / 1070 ° F), хотя ученые не уверены в ее причине. Поскольку расстояние до Урана от Солнца очень велико, количество поглощенного солнечного света не может быть основной причиной.
Подобно Юпитеру и Сатурну, погода на Уране следует схожей схеме: системы разбиваются на полосы, вращающиеся вокруг планеты, которые движутся под действием внутреннего тепла, поднимающегося в верхние слои атмосферы. В результате ветер на Уране может достигать 900 км / ч (560 миль в час), создавая сильные штормы, подобные тому, который был замечен космическим телескопом Хаббла в 2012 году. Подобно Большому Красному Пятну Юпитера, это «Темное пятно» было гигантским облачный вихрь размером 1700 километров на 3000 километров (1100 миль на 1900 миль).
Атмосфера Нептуна:
На больших высотах атмосфера Нептуна на 80% состоит из водорода и 19% гелия с небольшим количеством метана. Как и в случае с Ураном, это поглощение красного света атмосферным метаном является частью того, что придает Нептуну его синий оттенок, хотя цвет Нептуна темнее и ярче. Поскольку содержание метана в Нептуне в атмосфере аналогично содержанию Урана, считается, что некий неизвестный компонент способствует более интенсивному окрашиванию Нептуна.
Атмосфера Нептуна подразделяется на две основные области: нижняя тропосфера (где температура уменьшается с высотой) и стратосфера (где температура увеличивается с высотой). Граница между ними, тропопауза, лежит под давлением 0,1 бар (10 кПа). Затем стратосфера уступает место термосфере при давлении ниже 10-5 до 10-4 микробары (от 1 до 10 Па), которые постепенно переходят в экзосферу.
Спектры Нептуна показывают, что его нижняя стратосфера является мутной из-за конденсации продуктов, вызванной взаимодействием ультрафиолетового излучения и метана (то есть фотолиза), который производит такие соединения, как этан и этин. В стратосфере также находятся следы угарного газа и цианистого водорода, которые являются причиной того, что стратосфера Нептуна теплее, чем страта Урана.
По причинам, которые остаются неясными, термосфера планеты испытывает необычно высокие температуры около 750 К (476,85 ° C / 890 ° F). Планета находится слишком далеко от Солнца для того, чтобы это тепло генерировалось ультрафиолетовым излучением, что означает, что задействован другой нагревательный механизм - это может быть взаимодействие атмосферы с ионами в магнитном поле планеты или гравитационные волны изнутри планеты, которые рассеиваются в атмосфера.
Поскольку Нептун не является твердым телом, его атмосфера подвергается дифференциальному вращению. Широкая экваториальная зона вращается с периодом около 18 часов, что медленнее, чем 16,1-часовое вращение магнитного поля планеты. Напротив, обратное верно для полярных областей, где период вращения составляет 12 часов.
Это дифференциальное вращение является наиболее выраженным из всех планет в Солнечной системе и приводит к сильному поперечному сдвигу ветра и сильным штормам. Три наиболее впечатляющих были обнаружены в 1989 году космическим зондом Voyager 2, а затем названы по их внешнему виду.
Первым был обнаружен мощный антициклонический шторм размером 13 000 x 6 600 км, напоминающий Большое красное пятно Юпитера. Этот шторм, известный как Большое темное пятно, не был замечен пятью годами позже (2 ноября 1994 года), когда его искал космический телескоп Хаббл. Вместо этого в северном полушарии планеты был обнаружен новый сходный по внешнему виду шторм, что позволяет предположить, что продолжительность жизни этих штормов меньше, чем у Юпитера.
Скутер - это еще одна буря, группа белых облаков, расположенная к югу от Большого Темного Пятна - прозвище, которое впервые возникло в течение месяцев, предшествовавших Вояджер 2 встреча в 1989 году. Небольшое темное пятно, южная циклоническая буря, было вторым по интенсивности штормом, наблюдаемым во время столкновения 1989 года. Сначала было совершенно темно; но Вояджер 2 по мере приближения к планете развивалось яркое ядро, которое можно было увидеть на большинстве изображений с самым высоким разрешением.
В общем, все планеты нашей Солнечной системы имеют своего рода атмосферу. И по сравнению с относительно мягкой и густой земной атмосферой, они имеют диапазон от очень очень тонкого до очень очень плотного. Они также колеблются в диапазоне температур от очень жарких (как на Венере) до очень холодных морозов.
И когда речь заходит о погодных системах, все может быть в равной степени экстремально: планета может похвастаться либо погодой, либо интенсивными циклоническими и пыльными бурями, которые ставят здесь штормы на Земле. И хотя некоторые из них полностью враждебны к жизни, как мы ее знаем, с другими мы могли бы работать.
У нас есть много интересных статей о планетарной атмосфере здесь, в журнале Space. Например, он «Что такое атмосфера?» И статьи об атмосфере Меркурия, Венеры, Марса, Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна,
Для получения дополнительной информации об атмосферах, посетите страницы НАСА об атмосферных слоях Земли, углеродном цикле и о том, чем отличается атмосфера Земли от космоса.
Astronomy Cast имеет эпизод об источнике атмосферы.
