Warunki pozwalaj?ce na istnienie
edytuj
Aby gazy znajduj?ce si? w pobli?u ciała niebieskiego tworzyły jego atmosfer?, ?rednie pr?dko?ci
ruchow termicznych
cz?steczek
gazu nie mog? przekracza?
pr?dko?ci ucieczki
. Oznacza to, ?e do istnienia atmosfery potrzebna jest dostatecznie du?a masa ciała (np.
planetoidy
nie maj? atmosfer), ale tak?e to, ?e w ni?szej temperaturze (w wi?kszej odległo?ci od gwiazdy) masa potrzebna do utrzymania atmosfery jest mniejsza ? np.
Tytan (ksi??yc)
i
Pluton (planeta karłowata)
mog? utrzyma? atmosfery dzi?ki znacznej odległo?ci od Sło?ca i niskim temperaturom.
Atmosfera a warunki na powierzchni ciała niebieskiego
edytuj
Obecno?? atmosfery ma istotny wpływ na temperatur? powierzchni planety. Dzi?ki
efektowi cieplarnianemu
powierzchnia osi?ga wy?sz? temperatur?, ni? wynikałoby to tylko z
nasłonecznienia
; zmniejszaj? si? tak?e ro?nice temperatur mi?dzy stron? dzienn? i nocn?. Atmosfera nie dopuszcza rownie? do powierzchni cz??ci widma
promieniowania elektromagnetycznego
.
W bardziej rozwini?tych atmosferach planet i ksi??ycow zachodz? zło?one procesy, okre?lane zbiorczo jako zjawiska atmosferyczne. Nale?? do nich procesy zwi?zane z obiegiem cieczy na powierzchni,
zjawiska optyczne
i
wyładowania atmosferyczne
.
Osobny artykuł:
Atmosfera Ziemi
.
Atmosfera Ziemi jest najlepiej poznan? spo?rod atmosfer ciał niebieskich
Układu Słonecznego
. Składa si? ona z mieszaniny gazow zwanej
powietrzem
, ktorej głownymi składnikami s?
azot
(78,084% obj?to?ci powietrza),
tlen
(20,946%) i
argon
(0,934%). Masa gazow atmosferycznych wynosi 5,29 · 10
18
kg
[3]
. Ma ona zło?on? budow? pionow?, w ktorej wyro?nia si? szereg stref o zro?nicowanej temperaturze, składzie chemicznym i stopniu
jonizacji
cz?steczek. Mieszanie si? powietrza powoduje, ?e mi?dzy tymi strefami nie mo?na wyznaczy? wyra?nych liniowych granic.
W najni?szej warstwie atmosfery Ziemi ?
troposferze
? zachodz? wszystkie zjawiska
pogodowe
oraz cały
obieg wody w przyrodzie
. Wyst?puje w niej para wodna, ktora skraplaj?c si?, tworzy
chmury
.
Atmosfery innych ciał Układu Słonecznego
edytuj
Obraz atmosfery Jowisza otrzymany przez sond? Cassini, ukazuje liczne pasma chmur.
Poni?sza tabela zawiera podstawowe dane dotycz?ce atmosfer wszystkich planet i wybranych ksi??ycow w
Układzie Słonecznym
. Planety olbrzymy nie maj? stałej powierzchni i trudno jest je porownywa? z mniejszymi ciałami.
Temperatura
i
ci?nienie
wzrastaj? stopniowo w gł?b takiej planety; podana warto?? odpowiada temperaturze na poziomie, gdzie ci?nienie ma warto?? 1?
bara
.
| Nazwa
|
Ci?nienie
Pa
|
Temperatura powierzchni
[°C]
|
Skład
|
Uwagi
|
| Merkury
|
10
?10
|
?170 do +430
|
?lady O, Na, H
2
i He
|
Znikoma otoczka gazowa, tworzona głownie przez
wiatr słoneczny
; takie ci?nienie odpowiada
pro?ni bardzo wysokiej (UHV)
|
| Wenus
|
9,0×10
6
|
+460
|
CO
2
, N
2
|
Bardzo g?sta, nieprzezroczysta dla
?wiatła widzialnego
|
| Ziemia
|
1,0×10
5
|
?89 do +58
|
N
2
, O
2
, Ar
|
G?sta atmosfera, w ktorej zachodz? skomplikowane zjawiska, m.in. obieg
wody
|
| Mars
|
610
|
?87 do ?5
|
CO
2
, N
2
|
Cienka atmosfera, w ktorej pojawiaj? si?
burze piaskowe
o globalnym zasi?gu
|
| Jowisz
|
?
|
?108
|
H
2
, He
|
Burzliwa atmosfera ze skomplikowanym układem chmur, wiatrow i stałych układow burzowych takich jak
Wielka Czerwona Plama
|
| Saturn
|
?
|
?140
|
H
2
, He
|
Burzliwa atmosfera, cho? zwykle bez widocznych układow burzowych
|
| Tytan
|
1,5×10
5
|
?180
|
N
2
, CH
4
|
G?sta atmosfera, w ktorej zachodz? skomplikowane zjawiska, m.in. obieg
metanu
|
| Uran
|
?
|
?197
|
H
2
, He, CH
4
|
Burzliwa atmosfera, jednak brak wyra?nych szczegołow
|
| Neptun
|
?
|
?201
|
H
2
, He, CH
4
|
Burzliwa atmosfera z pojawiaj?cymi si? układami burzowymi takimi jak
Wielka Ciemna Plama
|
| Tryton
|
1,5
|
?235
|
N
2
, CH
4
|
Nikła atmosfera, tworzona głownie przez
sublimuj?cy
azot
|
Niektore ksi??yce w Układzie Słonecznym, w szczegolno?ci
ksi??yce galileuszowe
Jowisza oraz ziemski
Ksi??yc
rownie? maj? ?ladowe ilo?ci gazow przy powierzchni tworz?ce
egzosfer?
, tak jak planeta Merkury. We wszystkich tych przypadkach ci?nienie ich otoczek gazowych jest na tyle niskie, ?e panuj?ce tam warunki mo?na okre?li? technicznie jako
pro?ni?
bardzo wysok?
(UHV), ekstremalnie wysok? (XHV) lub odpowiada ono ci?nieniu w
przestrzeni kosmicznej
.
Enceladus
, ksi??yc Saturna, wykazuje aktywno?? powierzchniow? (
kriowulkanizm
), ktora powoduje pojawianie si? lokalnie warstwy gazow ponad powierzchni?, ale jako cało?? jest pozbawiony atmosfery.