Här på jorden tenderar vi att ta vår atmosfär för given, och inte utan anledning. Vår atmosfär har en härlig blandning av kväve och syre (78 % respektive 21 %) med spårmängder av vattenånga, koldioxid och andra gasformiga molekyler. Dessutom har vi ett atmosfärstryck på 101,325 kPa, vilket sträcker sig till en höjd av cirka 8,5 km.
Kort sagt, vår atmosfär är riklig och livsuppehållande. Men hur är det med de andra planeterna i solsystemet? Hur står sig de när det gäller atmosfärisk sammansättning och tryck? Vi vet med säkerhet att de inte andas av människor och inte kan försörja liv. Men vad är egentligen skillnaden mellan dessa kulor av sten och gas och våra egna?
Till att börja med bör det noteras att varje planet i solsystemet har en atmosfär av ett eller annat slag. Och dessa sträcker sig från otroligt tunna och tunna (som Merkurys 'exosfär') till otroligt täta och kraftfulla - vilket är fallet för alla gasjättar. Och beroende på planetens sammansättning, om det är en jord- eller gas-/isjätte, varierar gaserna som utgör dess atmosfär från antingen väte och helium till mer komplexa grundämnen som syre, koldioxid, ammoniak och metan.
Merkurius atmosfär:
Kvicksilver är för varmt och för litet för att behålla en atmosfär. Den har dock en svag och variabel exosfär som består av väte, helium, syre, natrium, kalcium, kalium och vattenånga, med en kombinerad trycknivå på cirka 10-14bar (en kvadrilliondel av jordens atmosfärstryck). Man tror att denna exosfär bildades av partiklar som fångats från solen, vulkanisk utgasning och skräp som sparkades in i omloppsbana av mikrometeoritnedslag.
En högupplöst titt över Merkurius norra horisont. Kredit: NASA/MESSENGER
Eftersom det saknar en livskraftig atmosfär, har Merkurius inget sätt att behålla värmen från solen. Som ett resultat av detta och dess höga excentricitet upplever planeten avsevärda temperaturvariationer. Medan sidan som vetter mot solen kan nå temperaturer på upp till 700 K (427 ° C), medan sidan i skuggan sjunker ner till 100 K (-173 ° C).
Venus atmosfär:
Ytobservationer av Venus har varit svåra tidigare, på grund av dess extremt täta atmosfär, som huvudsakligen består av koldioxid med en liten mängd kväve. Vid 92 bar (9,2 MPa) är den atmosfäriska massan 93 gånger så stor som jordens atmosfär och trycket på planetens yta är ungefär 92 gånger det på jordens yta.
Venus är också den hetaste planeten i vårt solsystem, med en genomsnittlig yttemperatur på 735 K (462 °C/863,6 °F). Detta beror på den CO²-rika atmosfären som tillsammans med tjocka moln av svaveldioxid genererar den starkaste växthuseffekten i solsystemet. Ovanför det täta CO²-lagret sprider tjocka moln som huvudsakligen består av svaveldioxid och svavelsyradroppar cirka 90 % av solljuset tillbaka ut i rymden.
Ett annat vanligt fenomen är Venus starka vindar, som når hastigheter på upp till 85 m/s (300 km/h; 186,4 mph) vid molntopparna och kretsar runt planeten var fjärde till femte jorddag. Vid denna hastighet rör sig dessa vindar upp till 60 gånger planetens rotationshastighet, medan jordens snabbaste vindar bara är 10-20% av planetens rotationshastighet.
Venus förbiflygningar har också indikerat att dess täta moln är kapabel att producera blixtar , ungefär som molnen på jorden. Deras intermittenta utseende indikerar ett mönster som är associerat med väderaktivitet, och blixthastigheten är minst hälften av den på jorden.
Jordens atmosfär:
Jordens atmosfär, som består av kväve, syre, vattenånga, koldioxid och andra spårgaser, består också av fem lager. Dessa består av troposfären, stratosfären, mesosfären, termosfären och exosfären. Som regel minskar lufttrycket och densiteten ju högre man kommer upp i atmosfären och ju längre man är från ytan.
Närmast jorden är troposfären, som sträcker sig från 0 till mellan 12 km och 17 km (0 till 7 och 10,56 mi) över ytan. Detta lager innehåller ungefär 80 % av jordens atmosfär, och nästan all atmosfärisk vattenånga eller fukt finns också här. Som ett resultat är det lagret där det mesta av jordens väder utspelar sig.
Stratosfären sträcker sig från troposfären till en höjd av 50 km (31 mi). Detta lager sträcker sig från toppen av troposfären till stratopausen, som ligger på en höjd av cirka 50 till 55 km (31 till 34 mi). Detta skikt av atmosfären är hem för ozonskiktet, som är den del av jordens atmosfär som innehåller relativt höga koncentrationer av ozongas.
Rymdfärjan Endeavour avbildade mot atmosfären. Det orangea lagret är troposfären, det vita lagret är stratosfären och det blå lagret är mesosfären. Kredit: NASA
Nästa är mesosfären, som sträcker sig från ett avstånd av 50 till 80 km (31 till 50 mi) över havet. Det är den kallaste platsen på jorden och har en medeltemperatur på runt -85 °C (-120 °F; 190 K). Termosfären, det näst högsta lagret av atmosfären, sträcker sig från en höjd av cirka 80 km (50 mi) upp till termopausen, som ligger på en höjd av 500–1 000 km (310–620 mi).Den nedre delen av termosfären, från 80 till 550 kilometer (50 till 342 mi), innehåller jonosfären – som heter så eftersom det är här i atmosfären som partiklar joniseras av solstrålning. Detta lager är helt molnfritt och fritt från vattenånga. Det är också på denna höjd som de fenomen som kallas norrsken och Aurara Australis är kända för att äga rum.
Exosfären, som är det yttersta lagret av jordens atmosfär, sträcker sig från exobasen – belägen på toppen av termosfären på en höjd av cirka 700 km över havet – till cirka 10 000 km (6 200 mi). Exosfären smälter samman med tomheten i yttre rymden och består huvudsakligen av extremt låga densiteter av väte, helium och flera tyngre molekyler inklusive kväve, syre och koldioxid
Exosfären ligger för långt över jorden för att några meteorologiska fenomen ska vara möjliga. Men Aurora Borealis och Aurora Australis förekommer ibland i den nedre delen av exosfären, där de överlappar in i termosfären.
Foto av norrsken taget av astronauten Doug Wheelock från den internationella rymdstationen den 25 juli 2010. Kredit: NASA/Johnson Space Center
Den genomsnittliga yttemperaturen på jorden är cirka 14°C; men som redan nämnts varierar detta. Till exempel var den varmaste temperaturen som någonsin registrerats på jorden 70,7°C (159°F), som togs i Lut-öknen i Iran. Samtidigt uppmättes den kallaste temperaturen som någonsin registrerats på jorden vid den sovjetiska Vostok-stationen på den antarktiska platån, och nådde en historisk låg temperatur på -89,2°C (-129°F).
Mars atmosfär:
Planeten Mars har en mycket tunn atmosfär som består av 96 % koldioxid, 1,93 % argon och 1,89 % kväve tillsammans med spår av syre och vatten. Atmosfären är ganska dammig och innehåller partiklar som mäter 1,5 mikrometer i diameter, vilket är det som ger Marshimlen en gulbrun färg sett från ytan. Mars atmosfärstryck varierar från 0,4 till 0,87 kPa, vilket motsvarar cirka 1 % av jordens vid havsnivån.
På grund av dess tunna atmosfär och dess större avstånd från solen är yttemperaturen på Mars mycket kallare än vad vi upplever här på jorden. Planetens medeltemperatur är -46 °C (51 °F), med en lägsta temperatur på -143 °C (-225,4 °F) under vintern vid polerna och en högsta temperatur på 35 °C (95 °F) under sommaren och middag vid ekvatorn.
Planeten upplever också dammstormar, som kan förvandlas till vad som liknar små tromber. Större dammstormar uppstår när dammet blåses in i atmosfären och värms upp från solen. Den varmare dammfyllda luften stiger och vindarna blir starkare, vilket skapar stormar som kan mäta upp till tusentals kilometer i bredd och pågå i månader åt gången. När de blir så här stora kan de faktiskt blockera större delen av ytan från insyn.
Mars, som den ser ut idag, med en mycket tunn och tunn atmosfär. Kredit: NASA
Spårmängder av metan har också upptäckts i Mars atmosfär, med en uppskattad koncentration på cirka 30 delar per miljard (ppb). Det förekommer i utsträckta plymer, och profilerna antyder att metanet släpptes ut från specifika regioner – varav den första ligger mellan Isidis och Utopia Planitia (30°N 260°V) och den andra i Arabia Terra (0°N 310°) W).
Ammoniak upptäcktes också preliminärt på Mars avMars Expresssatellit, men med en relativt kort livslängd. Det är inte klart vad som orsakade det, men vulkanisk aktivitet har föreslagits som en möjlig källa.
Jupiters atmosfär:
Ungefär som jorden, upplever Jupiter norrsken nära dess norra och södra poler. Men på Jupiter är norrskensaktiviteten mycket mer intensiv och slutar sällan någonsin. Den intensiva strålningen, Jupiters magnetfält och överflöd av material från Ios vulkaner som reagerar med Jupiters jonosfär skapar en ljusshow som verkligen är spektakulär.
Jupiter upplever också våldsamma vädermönster . Vindhastigheter på 100 m/s (360 km/h) är vanliga i zonstrålar och kan nå så höga som 620 km/h (385 mph). Stormar bildas inom några timmar och kan bli tusentals km i diameter över natten. En storm, den Stor röd fläck , har rasat sedan åtminstone det sena 1600-talet. Stormen har krympt och expanderat genom hela sin historia; men 2012 föreslogs det att Giant Red Spot så småningom kan försvinna .
Jupiter är ständigt täckt av moln som består av ammoniakkristaller och möjligen ammoniumhydrosulfid. Dessa moln är belägna i tropopausen och är ordnade i band av olika breddgrader, kända som 'tropiska regioner'. Molnlagret är bara cirka 50 km (31 mi) djupt och består av minst två däck av moln: ett tjockt nedre däck och ett tunt, tydligare område.
Det kan också finnas ett tunt lager av vattenmoln underliggande ammoniaklagret, vilket framgår av blixtar av blixtar upptäckt i atmosfären av Jupiter, vilket skulle orsakas av vattnets polaritet som skapar den laddningsseparation som behövs för blixten. Observationer av dessa elektriska urladdningar tyder på att de kan vara upp till tusen gånger så kraftfulla som de som observeras här på jorden.
Saturnus atmosfär:
Det yttre Saturnus atmosfär innehåller 96,3 % molekylärt väte och 3,25 % helium i volym. Gasjätten är också känd för att innehålla tyngre grundämnen, även om proportionerna av dessa i förhållande till väte och helium inte är kända. Det antas att de skulle matcha det ursprungliga överflödet från bildandet av solsystemet.
Spårmängder av ammoniak, acetylen, etan, propan, fosfin och metan har också upptäckts i Saturnus atmosfär.De övre molnen består av ammoniakkristaller , medan molnen på lägre nivå verkar bestå av antingen ammoniumhydrosulfid (NH4SH) eller vatten . Ultraviolett strålning från solen orsakar metanfotolys i den övre atmosfären, vilket leder till en serie kolvätekemiska reaktioner där de resulterande produkterna förs nedåt av virvlar och diffusion.
Saturnus atmosfär uppvisar ett bandmönster som liknar Jupiters, men Saturnus band är mycket svagare och bredare nära ekvatorn. Precis som med Jupiters molnlager är de uppdelade i de övre och nedre lagren, som varierar i sammansättning baserat på djup och tryck. I de övre molnlagren, med temperaturer inom intervallet 100–160 K och tryck mellan 0,5–2 bar, består molnen av ammoniakis.
Vattenismoln börjar på en nivå där trycket är cirka 2,5 bar och sträcker sig ner till 9,5 bar, där temperaturen varierar från 185–270 K. Blandat i detta lager finns ett band av ammoniumhydrosulfidis, som ligger i tryckområdet 3–6 bar med temperaturer på 290–235 K. Slutligen innehåller de nedre lagren, där trycken är mellan 10–20 bar och temperaturen 270–330 K, ett område med vattendroppar med ammoniak i en vattenlösning.
Ibland uppvisar Saturnus atmosfär långlivade ovaler, liknande det som vanligtvis observeras på Jupiter. Medan Jupiter har den stora röda fläcken, har Saturnus med jämna mellanrum vad som kallas den stora vita fläcken (aka. Great White Oval). Detta unika men kortlivade fenomen inträffar en gång varje Saturnian-år, ungefär vart 30:e jordår, runt tiden för det norra halvklotets sommarsolstånd.
Dessa fläckar kan vara flera tusen kilometer breda och har observerats 1876, 1903, 1933, 1960 och 1990. Sedan 2010 har ett stort band av vita moln kallats Nordlig elektrostatisk störning har observerats omslutande Saturnus, som upptäcktes av rymdsonden Cassini. Om den periodiska karaktären hos dessa stormar bibehålls, kommer ytterligare en att inträffa omkring 2020.
Vindarna på Saturnus är de näst snabbaste bland solsystemets planeter, efter Neptunus. Voyager-data indikerar topp östliga vindar på 500 m/s (1800 km/h). Saturnus norra och södra poler har också visat tecken på stormigt väder. På nordpolen tar detta formen av ett sexkantigt vågmönster, medan den södra visar tecken på en massiv jetström.
De bestående hexagonalt vågmönster runt nordpolen noterades först iAtt resabilder. Hexagonens sidor är cirka 13 800 km (8 600 mi) långa (vilket är längre än jordens diameter) och strukturen roterar med en period av 10h 39m 24s, vilket antas vara lika med rotationsperioden för Saturnus inre.
Sydpolsvirveln observerades under tiden först med hjälp av Rymdteleskopet Hubble . Dessa bilder indikerade närvaron av en jetström, men inte en sexkantig stående våg. Dessa stormar beräknas generera vindar på 550 km/h, är jämförbara i storlek med jorden och tros ha pågått i miljarder år. 2006 rymdsonden Cassini observerade en orkanliknande storm som hade ett klart definierat öga. Sådana stormar hade inte observerats på någon annan planet än jorden – inte ens på Jupiter.
Uranus atmosfär:
Som med jorden är Uranus atmosfär uppdelad i lager, beroende på temperatur och tryck. Liksom de andra gasjättarna har planeten inte en fast yta, och forskare definierar ytan som den region där atmosfärstrycket överstiger en bar (trycket som finns på jorden vid havsnivån). Allt som är tillgängligt för fjärravkänningsförmåga – som sträcker sig ner till ungefär 300 km under 1 bar-nivån – anses också vara atmosfären.
Diagram över Uranus inre. Kredit: Public Domain
Med hjälp av dessa referenspunkter kan Uranus atmosfär delas in i tre lager. Den första är troposfären, mellan höjder på -300 km under ytan och 50 km över den, där trycken varierar från 100 till 0,1 bar (10 MPa till 10 kPa). Det andra lagret är stratosfären, som når mellan 50 och 4000 km och upplever tryck mellan 0,1 och 10-10bar (10 kPa till 10 µPa).
Troposfären är det tätaste lagret i Uranus atmosfär. Här varierar temperaturen från 320 K (46,85 °C/116 °F) vid basen (-300 km) till 53 K (-220 °C/-364 °F) vid 50 km, där den övre regionen är kallaste i solsystemet . Tropopausregionen är ansvarig för den stora majoriteten av Uranus termiska infraröda utsläpp, vilket bestämmer dess effektiva temperatur på 59,1 ± 0,3 K.
Inom troposfären finns lager av moln – vattenmoln vid de lägsta trycken, med ammoniumhydrosulfidmoln ovanför dem. Ammoniak- och svavelvätemoln kommer därefter. Till sist låg tunna metanmoln på toppen.
I stratosfären varierar temperaturerna från 53 K (-220 °C/-364 °F) på den övre nivån till mellan 800 och 850 K (527 – 577 °C/980 – 1070 °F) vid basen av termosfären, till stor del tack vare uppvärmning orsakad av solstrålning. Stratosfären innehåller etansmog, som kan bidra till planetens tråkiga utseende. Acetylen och metan finns också, och dessa diser hjälper till att värma upp stratosfären.
Uranus, avbildad av rymdteleskopet Hubble. Bildkredit: NASA/Hubble
Det yttersta lagret, termosfären och korona, sträcker sig från 4 000 km till så högt som 50 000 km från ytan. Denna region har en enhetlig temperatur på 800-850 (577 °C/1 070 °F), även om forskarna är osäkra på orsaken. Eftersom avståndet till Uranus från solen är så stort kan mängden solljus som absorberas inte vara den primära orsaken.
Precis som Jupiter och Saturnus följer Uranus väder ett liknande mönster där system bryts upp i band som roterar runt planeten, som drivs av intern värme som stiger till den övre atmosfären. Som ett resultat kan vindar på Uranus nå upp till 900 km/h (560 mph), vilket skapar massiva stormar som den som upptäcktes av rymdteleskopet Hubble 2012. I likhet med Jupiters stora röda fläck, är denna ' Mörk fläck ” var en gigantisk molnvirvel som mätte 1 700 kilometer gånger 3 000 kilometer (1 100 miles gånger 1 900 miles).
Neptunus atmosfär:
På höga höjder är Neptunus atmosfär 80 % väte och 19 % helium, med en spårmängd av metan. Precis som med Uranus är denna absorption av rött ljus av atmosfärisk metan en del av det som ger Neptunus dess blå nyans, även om Neptunus är mörkare och mer levande. Eftersom Neptunus atmosfäriska metaninnehåll liknar Uranus, tros någon okänd beståndsdel bidra till Neptunus mer intensiva färgning.
Neptunus atmosfär är uppdelad i två huvudregioner: den nedre troposfären (där temperaturen minskar med höjden) och stratosfären (där temperaturen ökar med höjden). Gränsen mellan de två, tropopausen, ligger vid ett tryck på 0,1 bar (10 kPa). Stratosfären ger sedan vika för termosfären vid ett tryck lägre än 10-5till 10-4mikrobarer (1 till 10 Pa), som gradvis övergår till exosfären.
Neptunus spektra tyder på att dess nedre stratosfär är dimmig på grund av kondensering av produkter orsakade av interaktionen mellan ultraviolett strålning och metan (dvs fotolys), som producerar föreningar som etan och etyn. Stratosfären är också hem för spårmängder av kolmonoxid och vätecyanid, som är ansvariga för att Neptunus stratosfär är varmare än Uranus.
En modifierad färg/kontrastbild som framhäver Neptunus atmosfäriska egenskaper, inklusive vindhastighet. Kredit Erich Karkoschka)
Av skäl som förblir oklara upplever planetens termosfär ovanligt höga temperaturer på cirka 750 K (476,85 °C/890 °F). Planeten är för långt från solen för att denna värme ska kunna genereras av ultraviolett strålning, vilket innebär att en annan uppvärmningsmekanism är inblandad – vilket kan vara atmosfärens interaktion med joner i planetens magnetfält, eller gravitationsvågor från planetens inre som skingras i atmosfären.
Eftersom Neptunus inte är en fast kropp, genomgår dess atmosfär differentiell rotation. Den breda ekvatorialzonen roterar med en period på cirka 18 timmar, vilket är långsammare än 16,1 timmars rotation av planetens magnetfält. Däremot gäller det omvända för de polära områdena där rotationsperioden är 12 timmar.
Denna differentiella rotation är den mest uttalade av alla planeter i solsystemet, och resulterar i kraftig latitudinell vindskjuvning och våldsamma stormar. De tre mest imponerande sågs alla 1989 av rymdsonden Voyager 2 och namngavs sedan baserat på deras utseende.
Den första som upptäcktes var en massiv anticyklonstorm som mätte 13 000 x 6 600 km och som liknar Stor röd fläck av Jupiter. Känd som Stor mörk fläck , denna storm upptäcktes inte fem senare (2 november 1994) när rymdteleskopet Hubble letade efter den. Istället hittades en ny storm som var väldigt lik till utseendet på planetens norra halvklot, vilket tyder på att dessa stormar har en kortare livslängd än Jupiters.
Rekonstruktion av Voyager 2-bilder som visar den stora svarta fläcken (överst till vänster), skoter (mitten) och den lilla svarta fläcken (nedre till höger). Kredit: NASA/JPL
De Skoter är en annan storm, en grupp av vita moln som ligger längre söderut än den stora mörka fläcken – ett smeknamn som först uppstod under månaderna fram tillReser 2möte 1989. Den Liten mörk fläck , en sydlig cyklonstorm, var den näst mest intensiva stormen som observerades under mötet 1989. Det var från början helt mörkt; men somReser 2närmade sig planeten utvecklades en ljus kärna och kunde ses på de flesta av de högst upplösta bilderna.
Sammanfattningsvis har planeterna i vårt solsystem alla olika atmosfärer. Och jämfört med jordens relativt ljumma och tjocka atmosfär, löper de mellan mycket mycket tunt till mycket mycket tätt. De varierar också i temperaturer från extremt varma (som på Venus) till extrema iskalla.
Och när det kommer till vädersystem kan saker och ting vara lika extrema, där planeten skryter med antingen väder alls, eller intensiva cyklon- och dammstormar som gör stormar här på jorden på skam. Och medan vissa är helt fientliga mot livet som vi känner det, andra kanske vi kan arbeta med.
Vi har många intressanta artiklar om planetarisk atmosfär här på Universe Today. Det är han till exempel Vad är atmosfären? , och artiklar om atmosfären i Merkurius , Venus , Mars , Jupiter , Saturnus , Uranus och Neptunus ,
För mer information om atmosfärer, kolla in NASA:s sidor om Jordens atmosfäriska lager , Kolets kretslopp , och hur Jordens atmosfär skiljer sig från rymden .
Astronomy Cast har ett avsnitt på atmosfärens källa .