In tähtitiede , atmosfäärissä (Kreikan ἀτμός, höyryä, ilmaa, ja σφαῖρα, pallo ) on, laajassa merkityksessä, ulkokuori on planeetta tai tähti , joka koostuu pääasiassa neutraalien kaasujen ja ionien (tai plasma ).
Ilmakehän ulkoraja ei ole koskaan selvä, ei ole mahdollista ilmoittaa tarkkaa paikkaa, missä ilmakehä päättyisi ja missä planeettojen välinen tila alkaisi . Se on mielivaltaisesti kiinnitetty korkeuteen, jossa suurin osa molekyyleistä on liian nopeita painovoiman pidättämiseksi ja paeta avaruuteen. Sisäinen raja on siirtyminen tiivistetyssä tilassa (eri koostumus tai ei); se on selvää, mutta emme aina tiedä sen tarkkaa asemaa.
Tähdet ja kaasujätit ( Jupiter ja Saturnus ) koostuvat pääasiassa vedystä ja heliumista kaasujen (kaasujättien) tai plasman (tähtien) muodossa ulommissa osissa ja merkittävälle syvyydelle (säteen suhteen). Syvemmällä pohjalla H 2 -He- seos on kondensoituneessa tilassa.
Jääjättiläisten ( Uranus ja Neptune ) koostuvat pääosin vettä , metaanin ja ammoniakin , mutta on paksu atmosfäärissä pääasiassa koostuu vedystä ja heliumista.
Maanpäällisen planeettoja , jotka ovat maan päällä , Venus , Mars , sekä kolme satelliittia on jättiläisplaneettoihin ( Titan , Enceladus ja Triton ) on vähemmän merkittävä ilmapiiri, joka muodostuu molekyylien raskaampia kuin vetyä ja heliumia.
Muut taivaankappaleiden vuonna aurinkokunnan on erittäin hieno tunnelma koostuu natriumin (jäljempänä Kuu ja Elohopea ), happi ( Eurooppa ) tai rikkiä ( Io ). Planetoidiksi Pluto on myös kaasumaisen kirjekuori , kun se on lähimpänä Sun , mutta nämä kaasut jähmettynyt yli suurimman osan kiertoradalla.
Lämpötila ja paine vaihtelevat paikasta toiseen tähti, planeetta tai satelliitin, ja mukaan sen meteorologia . Näillä arvoilla on kuitenkin suuri merkitys monissa kemiallisissa ja fysikaalisissa prosesseissa , erityisesti mittausten suhteen. Siksi on tarpeen määritellä " normaalit lämpötilan ja paineen olosuhteet " (CNTP), termi "normaali", joka viittaa " standardiin " (mielivaltainen referenssiarvo yhteisymmärryksessä), eikä "tavanomainen". Sitä kutsutaan myös "normaaliksi lämpötilaksi ja paineeksi" (TPN). Näille olosuhteille annetaan monia arvoja.
Puhumme myös "ympäristöolosuhteista". Termi "ympäröivä" on epäselvä, koska "tavallinen" lämpötila riippuu ilmastosta ja vuodenajasta. Siksi on myös tarpeen määritellä käsite "ympäristön lämpötila ja paine".
Tämä johtaa "tavallisen ilmapiirin" yleisempään määritelmään. Itse asiassa, lämpötila ja paine ilmakehän vaihtelevat asentoon maapallolla, korkeuden ja hetki (kauden, vuorokaudenaika, paikalliset sää olosuhteet , jne. ). Siksi on hyödyllistä määritellä paineen ja lämpötilan normaaliarvot korkeuden funktiona.
Barometrinen tasoituskaava kuvaa kaasumolekyylien vertikaalijakaumaa maapallon ilmakehässä ja siten paineen vaihtelua korkeuden kanssa.
Tätä kutsutaan pystysuuntaiseksi paine-gradientiksi, mutta se voidaan matemaattisesti kuvata likiarvoina, johtuen ilmakehän ilmapiirin dynamiikasta. Ensimmäisenä arvioina maapallolla voidaan olettaa, että lähellä merenpintaa paine laskee yhden hektopascalin, kun korkeus kasvaa 8 metriä.
Varten geologi , ilmapiiri on kehittyvä aine olennaisia morfologia planeetan. Tuuli kuljettaa pöly heikentää helpotus ja lehdet talletukset. Koostumuksesta riippuva pakkanen ja saostus muokkaavat myös kohoumaa. Sillä meteorologi koostumus ilmakehän määrittää ilmasto ja sen muunnelmia. Sillä biologi , koostumus on tiiviisti sidoksissa ulkonäkö elämän ja sen kehitystä.
Ilmakehän olemassaolon ja koostumuksen ongelma nousee esiin myös eksoplaneettojen kohdalla . Ensimmäinen aurinkokunnan ulkopuolella tunnettu kaasujätti Osiris löydettiin vuonna 1999; sen ilmakehä sisältää happea ja hiiltä .
Planeetan ilmakehän alkuperäinen koostumus riippuu emäsumun kemiallisista ominaisuuksista ja lämpötilasta planeettajärjestelmän muodostumisen aikana . Myöhemmin maapallon ilmakehän tarkka koostumus riippuu sitä muodostavien kaasujen kemiasta ja tulivuoren kautta syötetyistä kaasuista . Näiden eri kaasujen vuorovaikutus riippuu lämpötilasta ja planeetalle saapuvan auringon säteilyn tyypistä.
Joten Marsilla ja Venuksella oli todennäköisesti vettä, nestettä tai höyryä, mutta ultraviolettisäteilyn aiheuttama valonsisäisyys muutti sen vedyksi ja hapeksi . Lopulta kevyemmät kaasut pääsevät pakenemaan maapallon massasta ja lämpötilasta riippuen , jolloin lopullinen koostumus on erilainen planeetalta toiselle:
Siksi planeetan ilmakehään vaikuttavat sen massa, etäisyys auringosta ja sen kemiallisten komponenttien vuorovaikutus yli 4 miljardin vuoden ajan. Toisaalta aurinko tuuli , joka muodostuu hyvin energisistä ionisoiduista hiukkasista, repii kevyimmät elementit törmäyksellä; tämä vaikutus heikkenee, kun planeetalla on magneettikenttä, joka kykenee ohjaamaan suurimman osan aurinkotuulesta (näin on maapallolla, mutta ei Venuksella). Silti varatut hiukkaset voivat paeta magnetoituneelta planeetalta polaarialueiden magneettikentän viivoja pitkin. Laskemalla kaikki tärkeät paeta-prosessit havaitsemme, että magneettikenttä ei suojaa ilmakehän paeta-planeettaa.
Lopuksi, elämä on tärkeä tekijä ilmakehän koostumuksessa. Ottamalla käyttöön kemiallisia reaktioita, joita ei ollut alkuperäisten kaasujen välillä, biosfääri muuttaa koostumusta riippumatta taivaankappaleen erityispiirteistä. Lainataan esimerkiksi maapallolla O 2: n tuotantoamukaan klorofylli kasveja ja kierrätys tämän happea CO 2 suuri määrä eläviä organismeja.
Runko | Tunnelma | Kuva | Lämpötila 1 ( K ) | Paine 1 ( atm ) | Divetyfosfaatti (H 2) ( vety aurinkoa varten) | Helium (hän) | Dityppioksidin (N 2) ( typpi aurinkoa varten) | Dioxygen (O 2) ( happea aurinkoa varten) | Hiilidioksidi (CO 2) | Metaani (CH 4) | Vesihöyry (H 2 O) | Argoni (Ar) | Neon (Ne) |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Aurinko | Auringon ilmapiiri | 4000–8000 | 0,125 | 90,965% | 8.889% | 102 ppm | 774 ppm | - | - | - | - | 112 ppm | |
Venus | Venuksen ilmapiiri | 732 | 90 | - | 0,002% | 3,5% | - | 96,5 % | - | 0,002% | 0,007% | 0,0007% | |
Maa | Maan ilmapiiri | 288 | 1 | 0,5% | 0,0005% | 78,1 % | 20,9 % | 0,04% | 0,0002% | 0,001% - 5% |
0,93% | 0,002% | |
Maaliskuu | Marsin ilmakehä | 223 | 0,006 | - | - | 1,89% | 0,15% | 96 % | - | 0,03% | 1,93% | 0,0003% | |
Jupiter | Jupiterin ilmapiiri | 170 | - | 86 % | 13 % | - | - | - | 0,1% | 0,1% | - | - | |
Saturnus | Saturnuksen ilmapiiri | 130 | - | 96 % | 3% | - | - | - | 0,4% | 0,0005% | - | - | |
Uranus | Uranuksen ilmapiiri | 59 | - | 83 % | 13 % | - | - | - | 1,99% | - | - | - | |
Neptunus | Neptunuksen ilmapiiri | 59 | - | 80 % | 19 % | - | - | - | 1,5% | - | - | - | |
Titan | Titanin ilmapiiri | 95 | 1.45 | 0,1% - 0,2% |
- | 98,4 % | - | - | 1,6% | - | - | - | |
Enceladus | Enceladuksen ilmapiiri | 75 | jäljittää | - | - | 4% | - | 3,2% | 1,6% | 91% | - | - | |
(1) Telluurien planeettojen (elohopea, venus, maa ja Mars), Titanin ja Enceladuksen lämpötila ja paine ilmoitetaan pinnalla. Kaasujättien (Jupiter ja Saturnus) ja jääjättien (Uranus ja Neptune) lämpötila ilmoitetaan, jos paine on 1 atm . Auringon lämpötila ja paine ovat fotosfäärin pohjan lämpötilat ja paineet ja koostumus on fotosfäärin koostumus. |
Runko | Tunnelma | Lämpötila ( K ) | Paine | Vety (H) | Hiili (C) | Happi (O) | Natrium (Na) | Vesihöyry (H 2 O) | Hiilimonoksidi (CO) | Hiilidioksidi (CO 2) | Metaani (CH 4) |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
HD 209458 b | HD 209458: n ilmapiiri b | ? |
1 bar 1,29 R J: ssä 33 ± 5 millibaaria lämpötilassa T = 2200 ± 260 K |
havaittu | havaittu | havaittu | havaittu | havaittu | havaittu | - | havaittu |
HD 189733 s | HD- ilmapiiri 189733 b | ? | ? | - | - | - | - | havaittu | - | - | havaittu |
Pienestä koostaan (ja siksi alhaisesta painovoimastaan) johtuen elohopealla ei ole merkittävää ilmakehää. Sen erittäin hieno ilmakehä koostuu pienestä määrästä heliumia, jota seuraa natriumin, kaliumin ja hapen jäämät. Nämä kaasut ovat peräisin aurinkotuulesta , radioaktiivisesta hajoamisesta, meteoriitti-iskuista ja elohopean kuoren hajoamisesta. Elohopean ilmakehä on epävakaa ja uudistuu jatkuvasti, kun sen atomit pakenevat avaruuteen planeetan kuumuuden vuoksi.
VenusVenuksen ilmakehä koostuu pääasiassa hiilidioksidista . Se sisältää pieniä määriä typpeä ja muita hivenaineita, mukaan lukien vedyn , typen , rikin , hiilen ja hapen perustuvat yhdisteet . Venuksen ilmakehä on paljon lämpimämpi ja tiheämpi kuin maapallon, vaikka se on kapeampi. Vaikka kasvihuonekaasut lämmittävät alemman kerroksen, ne jäähdyttävät ylemmän kerroksen, mikä johtaa kompaktien lämpöpallojen muodostumiseen . Joidenkin määritelmien mukaan Venuksella ei ole stratosfääriä.
Troposfäärin alkaa pinnalla ja ulottuu korkeudessa 65 km (korkeus, jossa mesosfääri on jo päästy Earth). Troposfäärin huipulla lämpötila ja paine saavuttavat samanlaisen tason kuin maapallolla. Pintatuulet ovat muutama metri sekunnissa, saavuttaen troposfäärin yläosassa 70 m / s tai enemmän. Stratosfäärissä ja mesosfääri ulottuvat 65 km: n 95 km: n korkeudessa merenpinnasta. Termosfääri ja eksosfääri alkavat noin 95 km: n päästä ja saavuttavat lopulta ilmakehän rajan, välillä 220–250 km .
Ilmanpaine Venuksen pinnalla on noin 92 kertaa maapallon. Valtava määrä CO 2ilmakehässä läsnä on voimakas kasvihuonekaasu , joka nostaa lämpötilan noin 470 ° C: seen , joka on lämpimämpi kuin mikään muu aurinkokunnan planeetta.
MaaliskuuMarsin ilmakehä on hyvin ohut ja koostuu pääasiassa hiilidioksidista , jossa on typpeä ja argonia . Marsin keskimääräinen pintapaine on 0,6 - 0,9 kPa , kun maapallolla on noin 101 kPa . Tämä johtaa paljon pienempään lämpöhitauteen ja seurauksena Marsista on voimakkaita lämpövirtauksia, jotka voivat muuttaa maailman ilmakehän painetta jopa 10%. Ilmakehän ohuus lisää myös planeetan lämpötilan vaihtelua. Marsin pinnan lämpötilat ovat vaihtelevia. He voivat kokea noin -140 ° C: n matalan lämpötilan napa-talvien aikana ja jopa 20 ° C : n nousun kesäisin.
Välillä Viking ja Mars Global Surveyor (MGS) tehtäviä , Mars näyttää "kylmin ilmakehän lämpötiloissa ( 10 - 20 K ) oli havaittavissa perihelissä vuosina 1997 ja 1977". Lisäksi "Marsin globaalin afeelin ilmapiiri on viileämpi, vähemmän pölyinen ja pilvisempi kuin vakiintuneessa viikinki-ilmastoinnissa todettiin", ja "yleensä viileämmät ilman lämpötilat ja matalampi pölypitoisuus näinä päivinä. Marsilla vuosikymmenien ajan Marsin verrattuna tutkittuun ajanjaksoon. Viking-tehtävä. Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), on pienempi aineisto, esittää ei lämpeneminen maapallon keskilämpötilaa ja jopa esittää mahdollisen jäähdytyksen. "MCS (Mars Climate Sounder) MY-radiometri mittaa, että 28 lämpötilaa ovat keskimäärin 0,9 (päivä) ja 1,7 K (yö) viileämpi kuin TES (lämpöinfrapunaspektromeetrit) MY 24 -mitta. "Paikallisesta ja alueellisesta näkökulmasta" Gruyere hole "-tyyppiset muutokset Marsin etelänavan jäädytetyssä hiilidioksidikerroksessa , jotka on havaittu vuosina 1999-2001, viittaavat siihen, että Southern-napakannen koko on laskemassa . Viimeaikaiset havainnot osoittavat, että Marsin etelänapa sulaa edelleen. "Se haihtuu samaan aikaan ja ilmiömäisellä nopeudella." sanoi Mars Orbiter -kameran tutkija Michael Malin . Jääreiät kasvavat noin 3 metriä Michael Malin sanoo, että Marsin olosuhteet eivät tällä hetkellä johda uuden jään muodostumiseen. Sivusto on ehdottanut, että tämä heijastaa Marsin "ilmastonmuutosta tietysti" . Useat tutkimukset viittaavat siihen, että tämä voi olla paikallinen ilmiö eikä globaali ilmiö.
Colin Wilsonin havaitut vaihtelut johtuvat Marsin kiertoradan epäsäännöllisyydestä. William Feldman spekuloi, että lämpeneminen voi johtua siitä, että Mars on nousemassa jääkaudesta . Muut tutkijat väittävät, että lämpeneminen johtuu pölymyrskyjen aiheuttamista albedon muutoksista . Tutkimus ennustaa, että planeetta saattaa edelleen lämmetä palautteen seurauksena .
MaaJähmettymisen jälkeen maapallon jälkeen kaasunpoisto kiviä, CO 2 oli paljon runsaammin kuin nykyään, jolloin on paljon suurempi kasvihuoneilmiötä samanlainen Venus ja Mars. Tämän vaikutuksen ansiosta keskilämpötila pystyttiin pitämään lähellä nykyistä lämpötilaa (~ 15 ° C ). Ajan, intensiteetti Sun kasvoi ja CO-taso 2 laskivat hiilen kierto , joka on transformoitu osa kaasusta muodossa karbonaattikivistä.
Tällä hetkellä ilmassa on vain hiukkasia hiilidioksidia . Lisäksi maan voimakas kehitys (noin 2 miljardia vuotta sitten) suosi ilmakehän hapen lisääntymistä kasvien fotosynteesin ansiosta . Hiilen kierto ja elämän kehitystä selittää, että nykyinen ilmapiiri koostuu pääasiassa typpeä N 2 ja happi O 2 .
Neljä aurinkokunnan ulkopuolista planeettaa ovat kaasujätti-planeetat . Heillä on joitain ilmakehän yhtäläisyyksiä. Niillä kaikilla on pääasiassa vedystä ja heliumista muodostuvat ilmakehät, jotka sekoittuvat nestemäiseen sisätilaan kriittistä pistettä korkeammissa paineissa , joten ilmakehän ja planeetan ruumiin välillä ei ole selkeää rajausta.
JupiterJupiterin ylempi ilmakehä koostuu noin 75 painoprosentista vetyä ja 24 painoprosenttia heliumia ja sitten 1% muita jäljellä olevia alkuaineita. Sisätilat sisältävät tiheämpiä materiaaleja, joiden jakauma on noin 71% vetyä, 24% heliumia ja 5% muita massaosia. Ilmakehässä on pieniä määriä metaania , vesihöyryä , ammoniakkia ja piiyhdisteitä . Siellä on myös hiiltä , etaania , rikkivetyä , neonia , happea , fosfiinia ja rikkiä . Ulompi kerros ilmakehä sisältää kiteet jäädytettyjen ammoniakin, luultavasti päälle ohut kerros vettä .
Jupiter on peitetty noin 50 km paksuisella pilvikerroksella . Pilvet koostuvat ammoniakkiteistä ja oletettavasti ammoniumhydrosulfidista. Pilvet sijaitsevat tropopaussissa ja ne on järjestetty eri leveysasteilla , joita kutsutaan tropiikiksi. Nämä on jaettu "vyöhykkeisiin", joissa on vaaleammat sävyt, ja "vyöihin", joissa on tummempia sävyjä. Näiden ilmakierron mallien vastakkaiset vuorovaikutukset aiheuttavat myrskyjä ja turbulensseja . Tunnetuin on pilvi kerros on Suuri punainen Spot , joka on pysyvä korkea paine myrsky sijaitsee 22 ° etelään päiväntasaajan, joka on leveämpi kuin Maan. Vuonna 2000 eteläiselle pallonpuoliskolle muodostui ilmakehän piirre, molemmat ulkonäöltään samanlaisia kuin suuri punainen piste, mutta kooltaan pienempi. Ominaisuus nimettiin Oval BA , ja se sai lempinimen Red Spot Junior (pieni punainen täplä).
Red Spot Jr: n havainnot viittaavat siihen, että Jupiter saattaa kokea maailmanlaajuisen ilmastonmuutoksen jakson. Tämän ilmiön oletetaan olevan osa 70 vuoden globaalia ilmastosykliä, jolle on ominaista pyörteiden suhteellisen nopea muodostuminen ja sitä seuraava hidas eroosio sekä niiden sykloninen ja antisykloninen fuusio Jupiterin ilmakehässä. Nämä pyörteet helpottavat lämmönvaihtoa napojen ja päiväntasaajan välillä. Jos ne ovat heikentyneet riittävästi, lämmönvaihto vähenee huomattavasti ja ympäröivissä lämpötiloissa voi tapahtua jopa 10 K: n muutos napojen jäähtyessä ja päiväntasaajan lämmetessä. Tuloksena oleva vahva lämpötilaero epävakaa ilmakehän ja johtaa siten uusien pyörteiden syntymiseen.
SaturnusSaturnuksen ulkoilma koostuu noin 93,2% vedystä ja 6,7% heliumista. Myös ammoniakin, asetyleenin , etaanin, fosfiinin ja metaanin jälkiä havaittiin. Aivan kuten Jupiter, Saturnuksen ylemmät pilvet koostuvat ammoniakkiteistä, kun taas alemmat pilvet koostuvat joko ammoniumhydrosulfidista (NH 4 SH) tai vedestä.
Saturnuksen ilmapiiri on samanlainen kuin Jupiterin ilmapiiri monella tapaa. Siinä on yhtyeet, jotka ovat samanlaisia kuin Jupiterissa, ja joskus on soikeat muodot hyvin pitkään myrskyjen aiheuttamia. Myrskyn muodostuminen, joka on verrattavissa Jupiterin punaiseen pisteeseen, suureen valkoiseen pisteeseen, on lyhytikäinen ilmiö, joka muodostuu 30 vuoden aikana. Tämä ilmiö havaittiin viimeksi vuonna 1990. Myrskyt ja vyöhykkeet ovat kuitenkin vähemmän näkyviä ja aktiivisia kuin Jupiterin, johtuen ammoniakkisumuista, jotka ovat päällekkäin Saturnuksen troposfäärissä.
Saturnuksen ilmapiirillä on useita epätavallisia piirteitä. Sen tuulet ovat nopeimpia aurinkokunnassa, Voyager-ohjelman tietojen mukaan itätuulet ovat 500 m / s . Se on myös ainoa planeetta, jolla on kuuma polaaripyörre, ja ainoa planeetta maan päällä, jossa silmätyyppisiä pilviä (sykloneja) on havaittu hurrikaanien kaltaisissa rakenteissa.
UranusUranuksen ilmakehä koostuu ennen kaikkea kaasusta ja erilaisista jäätelöistä. Se sisältää noin 83% vetyä, 15% heliumia, 2% metaania ja pieniä määriä asetyleeniä. Aivan kuten Jupiter ja Saturnus, Uraanilla on kerros pilvikaistoja, vaikka se ei ole helposti nähtävissä ilman planeetan optimoitujen kuvien apua. Toisin kuin suuremmat kaasujätit, Uranuksen ylemmän pilvikerroksen matalat lämpötilat, jotka voivat laskea jopa 50 K , aiheuttavat pilvien muodostumista metaanista ammoniakin sijaan.
Alhaisempi ukkosaktiivisuus havaittiin Uranin ilmakehässä verrattuna Jupiterin tai Saturnuksen ilmakehiin johtuen metaani- ja asetyleenisumuista sen ilmakehässä, jolloin se näyttää tylsältä, vaaleansiniseltä maapallolta. Vuonna 1997 Hubble (avaruusteleskooppi) otti kuvat osoittivat ukkosaktiivisuutta ilmakehän osassa, joka johtui Uranuksen 25 vuoden talvesta. Ukkosmyrskyjen yleinen puute voi liittyä sisäisen energiantuotantomekanismin puuttumiseen Uraanissa, joka on ainutlaatuinen piirre kaasujättien keskuudessa.
NeptunusNeptunuksen ilmapiiri on samanlainen kuin Uraanilla. Se sisältää noin 80% vetyä, 19% heliumia ja 1,5% metaania. Neptunuksen säätoiminta on kuitenkin paljon aktiivisempaa, ja sen ilmakehä on paljon sinisempi kuin Uranuksen. Ylemmän ilmakehän tasot saavuttavat noin 55 K: n lämpötilan , jolloin metaanipilvet voivat muodostua troposfääriinsä, mikä antaa planeetalle sen ultramariinisinisen värin. Ilmakehän syvemmässä lämpötilat nousevat jatkuvasti.
Neptunuksella on erittäin dynaamiset sääjärjestelmät, mukaan lukien aurinkokunnan nopeimmat tuulen nopeudet, joiden uskotaan syntyvän sisäisestä lämmönvirtauksesta. Erityiset tuulet päiväntasaajan alueen kaistalla voivat saavuttaa noin 350 m / s nopeuden , kun taas myrskyjärjestelmien tuulet voivat olla jopa 900 m / s , mikä on suunnilleen äänen nopeus Neptunuksessa. Useita merkittäviä myrskyjärjestelmiä on tunnistettu, mukaan lukien Great Dark Spot, Euraasian kokoinen sykloninen myrskyjärjestelmä, Scooter, valkoinen pilvi Great Dark Spotin eteläpuolella, sekä Small Dark Spot, sykloninen myrsky Neptunuksen eteläpuolella.
Neptunus , maapallon etäisin planeetta , on kirkastunut vuodesta 1980 lähtien. Neptunuksen kirkkaus korreloi tilastollisesti sen stratosfäärin lämpötilan kanssa. Hammel ja Lockwood olettivat, että kirkkauden muutos sisältää sekä aurinkovaihtelukomponentin että kausikomponentin, vaikka he eivät löytäneet tilastollisesti merkitsevää korrelaatiota aurinkomuutoksen kanssa . He väittävät, että tämän ongelman ratkaiseminen selkiytyy havaintoilla planeetan kirkkaudesta tulevina vuosina: Ala-alaisten leveysasteiden vaihtelun odotetaan aiheuttavan murskauksen ja kirkkauden vähenemisen, kun taas auringon pakotuksen pitäisi johtaa murskauksessa, jota seurasi kiillon lisäparannus.
Kymmenen monista kuut Aurinkokunnan tiedetään olevan tunnelmia: Europe , Io , Callisto , Enceladus , Ganymedeksellä , Titan , Rhea , Dione , Triton ja kuun pois maapallon . Sekä Ganymedellä että Euroopassa on ilmakehiä, joissa on erittäin runsaasti happea, jonka uskotaan tuottavan säteily, joka erottaa vedyn ja hapen näiden kuiden pinnalla olevasta vesijäästä. Io: lla on erittäin hieno ilmakehä, joka koostuu pääasiassa rikkidioksidista (SO 2), joka johtuu auringonvalon aiheuttamasta vulkanismista ja rikkidioksidikerrostumien termisestä sublimaatiosta. Enceladuksen ilmakehä on myös erittäin hieno ja vaihteleva, ja se koostuu pääasiassa vesihöyrystä, typestä, metaanista ja hiilidioksidista, jotka vapautuvat Kuun sisätiloista kryovulkanismin kautta . Uskotaan, että Calliston erittäin hieno ja hiilidioksidista koostuva ilmakehä uusiutuu pintakerrostumien lämpösublimaation kautta.
Kuu TitanTitanissa on ylivoimaisesti tihein ilmakehä kaikista kuista. Titaaninen ilmakehä on itse asiassa tiheämpi kuin Maan ilmakehä , jonka pintapaine on 147 kPa - puolitoista kertaa maapallon. Ilmapiiri on 98,4% typpeä , ja loput 1,6% on metaania ja jälkiä muita kaasuja kuten hiilivedyt (mukaan lukien etaani , butadiyne , propyyni , cyanoethyne , asetyleeni ja propaani ), minkä jälkeen argon , hiilidioksidi , hiilimonoksidi , syanogeeni , syaanivetyä ja helium . Hiilivedyt uskotaan muodostavan Titan ylempään ilmakehään reaktiot johtuvat liukeneminen metaanin UV -säteilyn päässä Sun , tuottaa paksu oranssi sumu. Titanilla ei ole magneettikenttää, ja se pyörii joskus Saturnuksen magnetosfäärin ympäri altistaen itsensä suoraan aurinkotuulelle . Tämä voi ionisoida ja kuljettaa molekyylejä ilmakehästä.
Titanin ilmakehässä on läpinäkymätön pilvikerros, joka peittää sen pinnan erityispiirteet näkyvillä aallonpituuksilla. Sameus voidaan havaita oikealla kuvan auttaa rainan anti-kasvihuone (in) ja vähentää lämpötilaa heijastaa auringon säteilyä ulkopuolella satelliitti. Tiheä ilmakehä estää valon näkyvimmillä aallonpituuksilla auringosta ja muista lähteistä, jotka saavuttavat Titanin pinnan.
TritonTriton , Neptunuksen suurin kuu, on erittäin kevyt ilmakehä, joka koostuu typestä ja pienistä määristä metaania. Tritonian ilmakehän paine on noin 1 Pa . Pintalämpötila on vähintään 35,6 K , typpi-ilmakehässä on tasapainossa typen jään pinnalla Triton.
Tritonin absoluuttinen lämpötila nousi 5% vuosina 1989–1998. Vastaava lämpötilan nousu maapallolla vastaisi noin 11 ° C: n ( –6,7 ° C ) lämpötilan nousua yhdeksän vuoden aikana. "Ainakin vuodesta 1989 lähtien Triton on käynyt läpi ilmaston lämpenemisen ajan. Prosentuaalisesti se on valtava kasvu. " Sanoi James Elliot , joka julkaisi raportin.
Newt lähestyy epätavallisen lämpimää kesäkautta, joka tapahtuu muutaman vuosisadan välein. James Elliot ja hänen kollegansa uskovat, että Tritonin taipumus lämmetä voi johtua kausiluonteisista muutoksista aurinkoenergian imeytymisessä polaaristen jääpeitteiden avulla. Tähän lämpenemiseen liittyvä hypoteesi osoittaa, että se johtaa sen pinnan kiteiden modifikaatioon. Toinen ehdotus on muuttaa jään albedo , jolloin enemmän auringon säteiltä tulevaa lämpöä voidaan absorboida.
Bonnie J.Buratti et ai. väittävät, että lämpötilan muutokset ovat seurausta kuun geologisten prosessien, kuten massiivisen vapautumisen, tummista ja punaisista kerrostumista. Koska Tritonin Bond albedon on korkeimpia aurinkokunnan, se on herkkä pienille muutoksille spektrin albedo .
Plutolla on erittäin hieno ilmakehä, joka koostuu typen , metaanin ja hiilimonoksidin pinnasta jäästä.
Kaksi mallia osoittaa, että ilmakehä ei jääty ja katoaa kokonaan, kun Pluto siirtyy pois auringosta äärimmäisen elliptisellä kiertoradallaan . Tämä pätee kuitenkin joihinkin planeetoihin. Plutolla kestää 248 vuotta täyden kiertoradan suorittamiseen, ja sitä on havaittu alle kolmanneksessa tuosta ajasta. Se on keskimäärin 39 AU: n etäisyydellä auringosta , joten tarkkojen tietojen kerääminen siitä on vaikeaa. Pluton tapauksessa lämpötila lasketaan epäsuorasti; kun se kulkee tähden edessä, tarkkailijat huomaavat kuinka paljon kirkkaus pienenee. Tässä mielessä he päättelevät ilmakehän tiheyden, ja sitä käytetään lämpötilan osoittimena.
Yksi tällainen peitetapahtuma tapahtui vuonna 1988. Toisen piilotuksen havainnot20. elokuuta 2002viittaavat siihen, että Pluton ilmanpaine kolminkertaistui, mikä osoittaa noin 2 ° C: n ( -15,8 ° C ) lämpöä , kuten Hansen ja Paige ennustivat. Lämpeneminen "ei todennäköisesti liity maapallon lämpöön", sanoo Jay Pasachoff.
On ehdotettu, että lämpö voi johtua purkautumisesta, mutta on todennäköisempää, että Pluton lämpötilaan vaikuttaa voimakkaasti sen elliptinen kiertorata. Se oli lähellä aurinkoa vuonna 1989 ( perihelion ) ja on hitaasti siirtynyt siitä lähtien. Jos sillä on lämpöhitaus, se todennäköisesti lämpenee hetkeksi perihelionin ohittamisen jälkeen. "Tämä lämpenevä trendi Plutolla voi helposti kestää vielä 13 vuotta lisää", sanoo David J. Tholen . Oletetaan myös, että Pluton jäisen pinnan tummuminen on syynä tähän lämpenemiseen, mutta tämän oletuksen todistamiseksi tarvitaan lisää tietoja ja malleja. Kääpiö planeetan suuri kaltevuus vaikuttaa jään jakautumiseen Pluton pinnalla.
On havaittu, että useilla aurinkokunnan ulkopuolisilla planeetoilla ( eksoplaneettoilla ) on ilmakehä. Tällä hetkellä ilmakehän havaitseminen koostuu kuumista Jupiterista ja Neptuneista, jotka kiertävät hyvin lähellä tähtiään ja joilla on siksi kuuma ja leveä ilmakehä. Havaittuja eksoplaneettatunnelmia on kahdenlaisia. Ensinnäkin fotometrian tai spektrien lähetys havaitsee valon, joka kulkee planeetan ilmakehän läpi, kun se kulkee tähtensä edessä. Sitten planeetan ilmakehän suora säteily voidaan havaita erottamalla tähti ja planeetan kiertoradalla saatu planeetan kirkkaus siten, että vain tähtien valo toissijaisen pimennyksen aikana (kun eksoplaneetta on tähtensä takana) .
Ensimmäinen planeetan ulkopuolella oleva ilmakehä havaittiin vuonna 2001. Planeetan ilmakehässä HD 209458 b oleva natrium havaittiin planeetan neljän kulkujakson aikana tähtensä edessä. Myöhemmät havainnot kanssa Hubble (avaruusteleskooppi) osoitti suuren ellipsoidin kuori on vety , hiili ja happi ympäri planeettaa. Tämä kirjekuori saavuttaa lämpötiloissa 10000 K . Arviolta planeetta menettäisi 1 - 5 × 108 kg vetyä sekunnissa. Tämäntyyppinen ilmakadon menetys voi olla yhteinen kaikille planeetoille, jotka kiertävät tähtiä lähempänä 0,1 AU: ta, kuten Aurinko. Vedyn, hiilen ja hapen lisäksi HD 209458b: n uskotaan sisältävän vesihöyryä ilmakehässään. Vesihöyryä on havaittu myös HD 189733 b: n , toisen kuumakaasujätti-planeetan, ilmakehässä .
Sisään Lokakuu 2013, ilmoitimme pilvien havaitsemisesta Kepler-7b : n ilmakehässä jajoulukuu 2013, samasta ilmoitettiin ilmakehissä GJ 436 b ja GJ 12 14 b .
Vuonna 2001 natriumia havaittiin HD 209458 b : n ilmakehässä .
Vuonna 2008 vettä , hiilimonoksidia , hiilidioksidia ja metaania havaittiin HD 189733 b : n ilmakehässä .
Vuonna 2013, vesi havaittiin ilmakehistä HD 209458 b, XO-1b , WASP- 12b , WASP- 17b ja WASP-19b .
Sisään heinäkuu 2014, NASA ilmoitti löytäneensä hyvin kuivia ilmakehiä kolmelta eksoplaneetta ( HD 189733 b , HD 209458 b ja WASP-12 b ) kiertäviltä tähdiltä, jotka ovat samanlaisia kuin Aurinko.
Sisään syyskuu 2014, NASA kertoi, että HAT-P-11b oli ensimmäinen Neptunuksen kokoinen eksoplaneetta, jonka tiedettiin olevan suhteellisen pilvettömän ilmakehän. Lisäksi raportoitiin, että tältä pieneltä eksoplaneetalta oli löydetty kaikenlaisia molekyylejä , erityisesti vesihöyryä .
Hapen läsnäolo voidaan havaita maanpäällisillä kaukoputkilla, jos se löydetään, se viittaa fotosynteettisen elämän esiintymiseen eksoplaneetalla.
Sisään kesäkuu 2015, NASA kertoi, että WASP-33: lla oli stratosfääri . Otsoni ja hiilivedyt absorboivat suuria määriä ultraviolettisäteilyä, joka lämmittää yläosat ilmakehän, joka sisältää ja luo inversiokerroksen ja stratosfäärin. Nämä molekyylit tuhoutuvat kuitenkin kuumien eksoplaneettojen lämpötiloissa, mikä herättää epäilyjä mahdollisuudesta, että eksoplaneettoilla on stratosfääri. WASP-33: lla on tunnistettu inversiokerros ja stratosfääri , jonka on muodostanut titaanioksidi , joka on voimakas näkyvän ultraviolettisäteilyn absorboija ja voi esiintyä vain kaasuna kuumassa ilmakehässä. WASP-33 on kuumin tähän mennessä tunnettu eksoplaneetta, sen lämpötila on 3200 ° C ja se on noin neljä ja puoli kertaa Jupiterin massa.
Sisään helmikuu 2016Se ilmoitettiin, että Hubble teleskooppi on NASA oli havaittu vedyn ja heliumin (ja mahdollisesti vetysyanidi ) ilmakehässä 55 Cancri e , mutta ei höyryä . Tämä on ensimmäinen kerta, kun Super-Earth- eksoplaneetan ilmakehää on analysoitu onnistuneesti.
Hitaammin pyörivien tai tiheämmän ilmakehän planeettojen ilmakierto antaa enemmän lämpöä virrata pylväisiin, mikä vähentää napojen ja päiväntasaajan välisiä lämpötilaeroja.
Sisään Lokakuu 2013, ilmoitettiin pilvien havaitsemisesta Kepler-7b : n ilmakehässä , kuten vuonnajoulukuu 2013Gliese 436 b: n ja Gliese 1214 b: n ilmakehästä .
Koostumus neste (sade) tai kiinteä (lumi) saostuminen vaihtelee ilmakehän lämpötila, paine, koostumus ja korkeus . Lämpimässä ilmakehässä voi olla rautasade, sulan lasisade ja kivimineraaleista kuten enstaatista, korundista, spinelistä ja wollastoniitista koostuva sade. Kaasujättien ilmakehän syvyydessä voi sataa timantteja ja heliumia, jotka sisältävät liuenneen neonin.
On geologisia ja ilmakehän prosesseja, jotka tuottavat vapaata happea, mikä viittaa siihen, että hapen havaitseminen ei välttämättä osoita elämän läsnäoloa.
Elämänprosessit tuottavat sekoituksen kemikaaleista, jotka eivät ole kemiallisessa tasapainossa , mutta myös abioottisen epätasapainon prosessit on otettava huomioon. Vahvin ilmakehän BioSignature on usein olevan molekulaarisen hapen (O 2) sekä fotokemiallinen otsoni (O 3) tuloksena. Fotolyysi vettä (H 2 O) ultraviolettisäteilyllä , jota seuraa vedyn hydrodynaaminen vuoto (sisään) , voi johtaa hapen kertymiseen tähtien lähellä oleville planeetoille, joihin kohdistuu laukkaava kasvihuoneilmiö (in) . Planeettoja sijaitsee asuttava vyöhyke , on ajateltu, että vettä fotolyysiä olisi rajoittaa sen kylmä loukku (in) vesihöyryn alemmassa ilmakehässä. Kuitenkin, laajuus kylmän talteenotto H 2 Oriippuu vahvasti määrästä ei- kondensoituvat kaasua läsnä ilmakehässä, kuten typpi N 2 ja argon . Jos tällaisia kaasuja ei ole, hapen kertymisen todennäköisyys riippuu myös monimutkaisista modulaatioista, jotka koskevat kiihtyvyyshistoriaa, sisäistä kemiaa, ilmakehän dynamiikkaa ja maan kiertotilaa. Siksi happea yksinään ei voida pitää vankkana biologisena allekirjoituksena. Typpipitoisuus ja argonia hapen kanssa ei voitu havaita tutkimalla vaiheessa käyrät (in) lämpö- tai spektroskopia mittaus lähetyksen kauttakulku on Rayleigh-sironta spektrin kallistettu kirkas taivas (c. (Eli aerosol- ilmakehässä ).