Εδώ στη Γη, έχουμε την τάση να θεωρούμε δεδομένη την ατμόσφαιρά μας και όχι χωρίς λόγο. Η ατμόσφαιρά μας έχει ένα υπέροχο μείγμα αζώτου και οξυγόνου (78% και 21% αντίστοιχα) με ίχνη υδρατμών, διοξειδίου του άνθρακα και άλλων αερίων μορίων. Επιπλέον, απολαμβάνουμε ατμοσφαιρική πίεση 101,325 kPa, η οποία εκτείνεται σε υψόμετρο περίπου 8,5 km.
Εν ολίγοις, η ατμόσφαιρά μας είναι άφθονη και διατηρεί τη ζωή. Τι γίνεται όμως με τους άλλους πλανήτες του Ηλιακού Συστήματος; Πώς συσσωρεύονται σε όρους ατμοσφαιρικής σύνθεσης και πίεσης; Γνωρίζουμε για το γεγονός ότι δεν αναπνέουν οι άνθρωποι και δεν μπορούν να στηρίξουν τη ζωή. Αλλά ποια είναι η διαφορά μεταξύ αυτών των σφαιρών βράχου και αερίου και των δικών μας;
Για αρχάριους, πρέπει να σημειωθεί ότι κάθε πλανήτης στο Ηλιακό Σύστημα έχει μια ατμόσφαιρα του ενός ή του άλλου είδους. Και αυτά κυμαίνονται από απίστευτα λεπτό και αδύναμο (όπως η «εξώσφαιρα» του Ερμή) έως το απίστευτα πυκνό και ισχυρό - το οποίο ισχύει για όλους τους γίγαντες φυσικού αερίου. Και ανάλογα με τη σύνθεση του πλανήτη, είτε πρόκειται για επίγεια είτε για γίγαντα αερίου / πάγου, τα αέρια που συνθέτουν την ατμόσφαιρά του κυμαίνονται είτε από το υδρογόνο και το ήλιο έως τα πιο περίπλοκα στοιχεία όπως οξυγόνο, διοξείδιο του άνθρακα, αμμωνία και μεθάνιο.
Ατμόσφαιρα του Ερμή:
Ο υδράργυρος είναι πολύ ζεστός και πολύ μικρός για να διατηρήσει την ατμόσφαιρα. Ωστόσο, έχει μια αδύναμη και μεταβλητή εξώσφαιρα που αποτελείται από υδρογόνο, ήλιο, οξυγόνο, νάτριο, ασβέστιο, κάλιο και υδρατμούς, με συνδυασμένο επίπεδο πίεσης περίπου 10-14 bar (ένα τεταρτημόριο της ατμοσφαιρικής πίεσης της Γης). Πιστεύεται ότι αυτή η εξώσφαιρα σχηματίστηκε από σωματίδια που συλλήφθηκαν από τον Ήλιο, ηφαιστειακή έξοδο και συντρίμμια κλωτσιά σε τροχιά από κρούσεις μικρομετεωριτών.
Επειδή δεν διαθέτει βιώσιμη ατμόσφαιρα, ο Ερμής δεν έχει τρόπο να διατηρήσει τη θερμότητα από τον Ήλιο. Ως αποτέλεσμα αυτού και της υψηλής εκκεντρότητάς του, ο πλανήτης αντιμετωπίζει σημαντικές διακυμάνσεις στη θερμοκρασία. Ενώ η πλευρά που βλέπει στον Ήλιο μπορεί να φτάσει σε θερμοκρασίες έως 700 Κ (427 ° C), ενώ η πλευρά με σκιά βυθίζεται στους 100 Κ (-173 ° C).
Ατμόσφαιρα της Αφροδίτης:
Οι επιφανειακές παρατηρήσεις της Αφροδίτης ήταν δύσκολες στο παρελθόν, λόγω της εξαιρετικά πυκνής ατμόσφαιρας, η οποία αποτελείται κυρίως από διοξείδιο του άνθρακα με μικρή ποσότητα αζώτου. Στα 92 bar (9,2 MPa), η ατμοσφαιρική μάζα είναι 93 φορές μεγαλύτερη από την ατμόσφαιρα της Γης και η πίεση στην επιφάνεια του πλανήτη είναι περίπου 92 φορές μεγαλύτερη από την επιφάνεια της Γης.
Η Αφροδίτη είναι επίσης ο πιο καυτός πλανήτης στο Ηλιακό μας Σύστημα, με μέση επιφανειακή θερμοκρασία 735 K (462 ° C / 863,6 ° F). Αυτό οφείλεται στην ατμόσφαιρα πλούσια σε CO2 η οποία, μαζί με πυκνά σύννεφα διοξειδίου του θείου, δημιουργεί το ισχυρότερο φαινόμενο του θερμοκηπίου στο Ηλιακό Σύστημα. Πάνω από το πυκνό στρώμα CO2, πυκνά σύννεφα που αποτελούνται κυρίως από σταγονίδια διοξειδίου του θείου και θειικού οξέος διασκορπίζουν περίπου το 90% του ηλιακού φωτός πίσω στο διάστημα.
Ένα άλλο κοινό φαινόμενο είναι οι ισχυροί άνεμοι της Αφροδίτης, που φτάνουν ταχύτητες έως και 85 m / s (300 km / h, 186,4 mph) στις κορυφές των νεφών και περιβάλλουν τον πλανήτη κάθε τέσσερις έως πέντε ημέρες στη Γη. Σε αυτήν την ταχύτητα, αυτοί οι άνεμοι κινούνται έως και 60 φορές την ταχύτητα περιστροφής του πλανήτη, ενώ οι γρηγορότεροι άνεμοι της Γης είναι μόνο το 10-20% της ταχύτητας περιστροφής του πλανήτη.
Το Venus flybys έχει επίσης δείξει ότι τα πυκνά σύννεφα του είναι ικανά να παράγουν αστραπές, σαν τα σύννεφα στη Γη. Η διαλείπουσα εμφάνισή τους υποδεικνύει ένα μοτίβο που σχετίζεται με την καιρική δραστηριότητα και ο ρυθμός αστραπής είναι τουλάχιστον το μισό από αυτό στη Γη.
Γήινη ατμόσφαιρα:
Η ατμόσφαιρα της Γης, η οποία αποτελείται από άζωτο, οξυγόνο, υδρατμούς, διοξείδιο του άνθρακα και άλλα ιχνοστοιχεία, αποτελείται επίσης από πέντε στρώσεις. Αυτά αποτελούνται από την Τροπόσφαιρα, τη Στρατόσφαιρα, τη Μεσόσφαιρα, τη Θερμόσφαιρα και την Εξώσφαιρα. Κατά κανόνα, η πίεση του αέρα και η πυκνότητα μειώνεται όσο υψηλότερα μπαίνει στην ατμόσφαιρα και όσο πιο μακριά βρίσκεται από την επιφάνεια.
Πλησιέστερα στη Γη είναι η Τροπόσφαιρα, η οποία εκτείνεται από 0 έως 12 χλμ. Και 17 χλμ. (0 έως 7 και 10,56 μίλια) πάνω από την επιφάνεια. Αυτό το στρώμα περιέχει περίπου το 80% της μάζας της ατμόσφαιρας της Γης και σχεδόν όλοι οι ατμοσφαιρικοί υδρατμοί ή υγρασία βρίσκονται επίσης εδώ. Ως αποτέλεσμα, είναι το στρώμα όπου λαμβάνει χώρα ο περισσότερος καιρός της Γης.
Η στρατόσφαιρα εκτείνεται από την τροπόσφαιρα σε υψόμετρο 50 km (31 mi). Αυτό το στρώμα εκτείνεται από την κορυφή της τροπόσφαιρας έως τη στρατόπαυση, η οποία βρίσκεται σε υψόμετρο περίπου 50 έως 55 km (31 έως 34 mi). Αυτό το στρώμα της ατμόσφαιρας φιλοξενεί το στρώμα του όζοντος, το οποίο είναι το τμήμα της ατμόσφαιρας της Γης που περιέχει σχετικά υψηλές συγκεντρώσεις αερίου όζοντος.
Έπειτα είναι η Μεσόσφαιρα, η οποία εκτείνεται από απόσταση 50 έως 80 χλμ. (31 έως 50 μίλια) πάνω από την επιφάνεια της θάλασσας. Είναι το πιο κρύο μέρος στη Γη και έχει μέση θερμοκρασία περίπου -85 ° C (-120 ° F; 190 K). Η Θερμόσφαιρα, το δεύτερο υψηλότερο στρώμα της ατμόσφαιρας, εκτείνεται από υψόμετρο περίπου 80 km (50 mi) μέχρι τη θερμοπαύση, η οποία βρίσκεται σε υψόμετρο 500-1000 km (310-620 mi).
Το κάτω μέρος της θερμόσφαιρας, από 80 έως 550 χιλιόμετρα (50 έως 342 μίλια), περιέχει την ιονόσφαιρα - η οποία ονομάζεται έτσι επειδή εδώ στην ατμόσφαιρα τα σωματίδια ιονίζονται από την ηλιακή ακτινοβολία. Αυτό το στρώμα είναι εντελώς χωρίς σύννεφο και απαλλαγμένο από υδρατμούς. Σε αυτό το υψόμετρο είναι επίσης γνωστά τα φαινόμενα που είναι γνωστά ως Aurora Borealis και Aurara Australis.
Η Exosphere, η οποία είναι το πιο απομακρυσμένο στρώμα της ατμόσφαιρας της Γης, εκτείνεται από την εξωβάση - που βρίσκεται στην κορυφή της θερμόσφαιρας σε υψόμετρο περίπου 700 km πάνω από την επιφάνεια της θάλασσας - σε περίπου 10.000 km (6.200 mi) Η εξώσφαιρα συγχωνεύεται με το κενό του διαστήματος και αποτελείται κυρίως από εξαιρετικά χαμηλές πυκνότητες υδρογόνου, ηλίου και αρκετών βαρύτερων μορίων, συμπεριλαμβανομένων αζώτου, οξυγόνου και διοξειδίου του άνθρακα
Η εξώσφαιρα βρίσκεται πολύ πιο πάνω από τη Γη για να είναι πιθανά μετεωρολογικά φαινόμενα. Ωστόσο, οι Aurora Borealis και Aurora Australis εμφανίζονται μερικές φορές στο κάτω μέρος της εξώσφαιρας, όπου επικαλύπτονται στη θερμόσφαιρα.
Η μέση επιφανειακή θερμοκρασία στη Γη είναι περίπου 14 ° C. αλλά όπως ήδη αναφέρθηκε, αυτό διαφέρει. Για παράδειγμα, η πιο καυτή θερμοκρασία που καταγράφηκε ποτέ στη Γη ήταν 70,7 ° C (159 ° F), η οποία λήφθηκε στην έρημο Lut του Ιράν. Εν τω μεταξύ, η ψυχρότερη θερμοκρασία που καταγράφηκε ποτέ στη Γη μετρήθηκε στο Σοβιετικό Σταθμό Βοστόκ στο Ανταρκτικό Οροπέδιο, φτάνοντας σε ιστορικό χαμηλό -89,2 ° C (-129 ° F).
Ατμόσφαιρα του Άρη:
Ο πλανήτης Άρης έχει μια πολύ λεπτή ατμόσφαιρα που αποτελείται από 96% διοξείδιο του άνθρακα, 1,93% αργόν και 1,89% άζωτο μαζί με ίχνη οξυγόνου και νερού. Η ατμόσφαιρα είναι αρκετά σκονισμένη, περιέχει σωματίδια διαμέτρου 1,5 μικρομέτρων, κάτι που δίνει στον Αρειανό ουρανό ένα καστανόχρωμο χρώμα όταν φαίνεται από την επιφάνεια. Η ατμοσφαιρική πίεση του Άρη κυμαίνεται από 0,4 - 0,87 kPa, που ισοδυναμεί με περίπου 1% της γης στο επίπεδο της θάλασσας.
Λόγω της λεπτής ατμόσφαιρας και της μεγαλύτερης απόστασης από τον Ήλιο, η θερμοκρασία της επιφάνειας του Άρη είναι πολύ πιο κρύα από ό, τι βιώνουμε εδώ στη Γη. Η μέση θερμοκρασία του πλανήτη είναι -46 ° C (51 ° F), με χαμηλή θερμοκρασία -143 ° C (-225,4 ° F) κατά τη διάρκεια του χειμώνα στους πόλους και υψηλή θερμοκρασία 35 ° C (95 ° F) κατά τη διάρκεια του καλοκαιριού και το μεσημέρι στον ισημερινό.
Ο πλανήτης αντιμετωπίζει επίσης καταιγίδες σκόνης, οι οποίες μπορούν να μετατραπούν σε ό, τι μοιάζει με μικρούς ανεμοστρόβιλους. Μεγαλύτερες καταιγίδες σκόνης συμβαίνουν όταν η σκόνη διοχετεύεται στην ατμόσφαιρα και θερμαίνεται από τον Ήλιο. Ο θερμότερος γεμάτος σκόνη αέρας ανεβαίνει και οι άνεμοι γίνονται ισχυρότεροι, δημιουργώντας καταιγίδες που μπορούν να μετρήσουν έως και χιλιάδες χιλιόμετρα σε πλάτος και διαρκούν για μήνες κάθε φορά. Όταν το κάνουν τόσο μεγάλο, μπορούν στην πραγματικότητα να μπλοκάρουν το μεγαλύτερο μέρος της επιφάνειας από την θέα.
Εντοπίστηκαν επίσης ίχνη ποσότητας μεθανίου στην αττική ατμόσφαιρα, με εκτιμώμενη συγκέντρωση περίπου 30 μερών ανά δισεκατομμύριο (ppb). Εμφανίζεται σε εκτεταμένα λοφία, και τα προφίλ υποδηλώνουν ότι το μεθάνιο απελευθερώθηκε από συγκεκριμένες περιοχές - το πρώτο από τα οποία βρίσκεται μεταξύ Isidis και Utopia Planitia (30 ° N 260 ° W) και το δεύτερο στην Arabia Terra (0 ° N 310 ° W).
Η αμμωνία εντοπίστηκε επίσης προσωρινά στον Άρη από το Mars Express δορυφόρου, αλλά με σχετικά μικρή διάρκεια ζωής. Δεν είναι σαφές τι το παρήγαγε, αλλά η ηφαιστειακή δραστηριότητα έχει προταθεί ως πιθανή πηγή.
Ατμόσφαιρα του Δία:
Όπως και η Γη, ο Δίας βιώνει αύρες κοντά στους βόρειους και νότιους πόλους του. Όμως στον Δία, η ακουστική δραστηριότητα είναι πολύ πιο έντονη και σπάνια σταματά ποτέ. Η έντονη ακτινοβολία, το μαγνητικό πεδίο του Δία και η αφθονία υλικού από τα ηφαίστεια του Ιώ που αντιδρούν με την ιονόσφαιρα του Δία δημιουργούν μια φωτεινή παράσταση που είναι πραγματικά θεαματική.
Ο Δίας βιώνει επίσης βίαιες καιρικές συνθήκες. Οι ταχύτητες ανέμου των 100 m / s (360 km / h) είναι συχνές σε πτερύγια ζωνών και μπορούν να φτάσουν έως και 620 kph (385 mph). Οι καταιγίδες σχηματίζονται μέσα σε λίγες ώρες και μπορούν να διαμορφωθούν χιλιάδες χιλιόμετρα σε μια νύχτα. Μια καταιγίδα, το Great Red Spot, μαίνεται τουλάχιστον από τα τέλη του 1600. Η καταιγίδα συρρικνώθηκε και επεκτάθηκε σε όλη την ιστορία της. αλλά το 2012, προτάθηκε ότι το Giant Red Spot ενδέχεται τελικά να εξαφανιστεί.
Ο Δίας καλύπτεται διαρκώς με σύννεφα αποτελούμενα από κρυστάλλους αμμωνίας και πιθανώς υδροσουλφίδιο αμμωνίου. Αυτά τα σύννεφα βρίσκονται στην τροπόπαυση και είναι διατεταγμένα σε ζώνες διαφορετικών γεωγραφικών πλάτους, γνωστές ως «τροπικές περιοχές». Το στρώμα νέφους έχει βάθος μόλις 50 km (31 mi) και αποτελείται από τουλάχιστον δύο καταστρώματα σύννεφων: ένα παχύ κάτω κατάστρωμα και μια λεπτή καθαρότερη περιοχή.
Μπορεί επίσης να υπάρχει ένα λεπτό στρώμα νεφών νερού κάτω από το στρώμα αμμωνίας, όπως αποδεικνύεται από τις αστραπές που εντοπίζονται στην ατμόσφαιρα του Δία, η οποία θα μπορούσε να προκληθεί από την πολικότητα του νερού που δημιουργεί τον διαχωρισμό φορτίου που απαιτείται για τον κεραυνό. Οι παρατηρήσεις αυτών των ηλεκτρικών εκκενώσεων δείχνουν ότι μπορούν να είναι έως και χίλιες φορές πιο ισχυρές από αυτές που παρατηρούνται εδώ στη Γη.
Ατμόσφαιρα του Κρόνου:
Η εξωτερική ατμόσφαιρα του Κρόνου περιέχει 96,3% μοριακό υδρογόνο και 3,25% ήλιο κατ 'όγκο. Ο γίγαντας αερίου είναι επίσης γνωστό ότι περιέχει βαρύτερα στοιχεία, αν και οι αναλογίες αυτών σε σχέση με το υδρογόνο και το ήλιο δεν είναι γνωστές. Υποτίθεται ότι ταιριάζουν με την αρχέγονη αφθονία από το σχηματισμό του Ηλιακού Συστήματος.
Εντοπίστηκαν ίχνη ποσότητας αμμωνίας, ακετυλενίου, αιθανίου, προπανίου, φωσφίνης και μεθανίου στην ατμόσφαιρα του Κρόνου. Τα ανώτερα σύννεφα αποτελούνται από κρυστάλλους αμμωνίας, ενώ τα σύννεφα χαμηλότερου επιπέδου φαίνεται να αποτελούνται είτε από υδροσουλφίδιο αμμωνίου (NH4SH) ή νερό. Η υπεριώδης ακτινοβολία από τον Ήλιο προκαλεί φωτολύση μεθανίου στην ανώτερη ατμόσφαιρα, οδηγώντας σε μια σειρά χημικών αντιδράσεων υδρογονανθράκων με τα προκύπτοντα προϊόντα να μεταφέρονται προς τα κάτω από eddies και διάχυση.
Η ατμόσφαιρα του Κρόνου δείχνει ένα μοτίβο που μοιάζει με το Δία, αλλά οι ζώνες του Κρόνου είναι πολύ πιο αχνές και ευρύτερες κοντά στον ισημερινό. Όπως και με τα επίπεδα σύννεφων του Δία, χωρίζονται στα ανώτερα και κάτω στρώματα, τα οποία ποικίλλουν στη σύνθεση με βάση το βάθος και την πίεση. Στα ανώτερα στρώματα νεφών, με θερμοκρασίες που κυμαίνονται από 100-160 K και πιέσεις μεταξύ 0,5-2 bar, τα σύννεφα αποτελούνται από πάγο αμμωνίας.
Τα σύννεφα πάγου νερού ξεκινούν σε επίπεδο όπου η πίεση είναι περίπου 2,5 bar και επεκτείνεται έως τα 9,5 bar, όπου οι θερμοκρασίες κυμαίνονται από 185-270 K. K. Σε ανάμιξη σε αυτό το στρώμα υπάρχει μια ζώνη πάγου υδροθειούχου αμμωνίου, που βρίσκεται στο εύρος πίεσης 3-6 bar με θερμοκρασίες 290-235 K. Τέλος, τα κατώτερα στρώματα, όπου οι πιέσεις κυμαίνονται μεταξύ 10-20 bar και οι θερμοκρασίες είναι 270-330 K, περιέχει μια περιοχή σταγονιδίων νερού με αμμωνία σε ένα υδατικό διάλυμα.
Περιστασιακά, η ατμόσφαιρα του Κρόνου εμφανίζει ωοειδή μακράς διαρκείας, παρόμοια με αυτά που παρατηρούνται συνήθως στον Δία. Ενώ ο Δίας έχει το Μεγάλο Κόκκινο Σημείο, ο Κρόνος έχει περιοδικά αυτό που είναι γνωστό ως το Great White Spot (γνωστό και ως Great White Oval). Αυτό το μοναδικό αλλά βραχύβιο φαινόμενο εμφανίζεται μία φορά κάθε Κρόνο, περίπου κάθε 30 χρόνια στη Γη, περίπου την εποχή του θερινού ηλιοστασίου του βόρειου ημισφαιρίου.
Αυτά τα σημεία έχουν πλάτος αρκετές χιλιάδες χιλιόμετρα και έχουν παρατηρηθεί στα 1876, 1903, 1933, 1960 και 1990. Από το 2010, μια μεγάλη ζώνη λευκών νεφών που ονομάζεται Βόρεια Ηλεκτροστατική Διαταραχή έχει παρατηρηθεί να περιβάλλει τον Κρόνο, που εντοπίστηκε από ο διαστημικός ανιχνευτής Cassini. Εάν διατηρηθεί η περιοδική φύση αυτών των καταιγίδων, μια άλλη θα συμβεί περίπου το 2020.
Οι άνεμοι στον Κρόνο είναι ο δεύτερος ταχύτερος μεταξύ των πλανητών του Ηλιακού Συστήματος, μετά τον Ποσειδώνα. Τα δεδομένα του Voyager δείχνουν μέγιστους ανατολικούς ανέμους 500 m / s (1800 km / h). Οι βόρειοι και νότιοι πόλοι του Κρόνου έχουν δείξει επίσης στοιχεία για θυελλώδη καιρό. Στο βόρειο πόλο, αυτό παίρνει τη μορφή ενός εξαγωνικού κυματοειδούς μοτίβου, ενώ ο νότος δείχνει ενδείξεις μιας μαζικής ροής jet.
Το επίμονο εξαγωνικό μοτίβο κύματος γύρω από το βόρειο πόλο σημειώθηκε για πρώτη φορά στο Ταξιδιώτης εικόνες. Οι πλευρές του εξαγώνου έχουν μήκος περίπου 13.800 km (8.600 mi) (η οποία είναι μεγαλύτερη από τη διάμετρο της Γης) και η δομή περιστρέφεται με μια περίοδο 10h 39m 24s, η οποία θεωρείται ότι είναι ίση με την περίοδο περιστροφής Το εσωτερικό του Κρόνου.
Εν τω μεταξύ, η στροβιλισμός του νότιου πόλου παρατηρήθηκε για πρώτη φορά χρησιμοποιώντας το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble. Αυτές οι εικόνες έδειξαν την παρουσία ενός ρεύματος εκτόξευσης, αλλά όχι ενός εξαγωνικού κύματος. Αυτές οι καταιγίδες εκτιμάται ότι δημιουργούν ανέμους 550 km / h, είναι συγκρίσιμου μεγέθους με τη Γη και πιστεύεται ότι συνεχίζονται για δισεκατομμύρια χρόνια. Το 2006, ο διαστημικός ανιχνευτής Cassini παρατήρησε μια καταιγίδα τύπου τυφώνα που είχε ένα σαφώς καθορισμένο μάτι. Τέτοιες καταιγίδες δεν είχαν παρατηρηθεί σε κανέναν πλανήτη εκτός από τη Γη - ακόμη και στον Δία.
Ατμόσφαιρα του Ουρανού:
Όπως και με τη Γη, η ατμόσφαιρα του Ουρανού χωρίζεται σε στρώματα, ανάλογα με τη θερμοκρασία και την πίεση. Όπως και οι άλλοι γίγαντες φυσικού αερίου, ο πλανήτης δεν έχει σταθερή επιφάνεια και οι επιστήμονες ορίζουν την επιφάνεια ως την περιοχή όπου η ατμοσφαιρική πίεση υπερβαίνει το ένα bar (η πίεση που βρίσκεται στη Γη στο επίπεδο της θάλασσας). Οτιδήποτε είναι προσβάσιμο σε δυνατότητα τηλεανίχνευσης - το οποίο εκτείνεται σε περίπου 300 χλμ κάτω από το επίπεδο 1 bar - θεωρείται επίσης η ατμόσφαιρα.
Χρησιμοποιώντας αυτά τα σημεία αναφοράς, η ατμόσφαιρα του Ουρανού μπορεί να χωριστεί σε τρία επίπεδα. Η πρώτη είναι η τροπόσφαιρα, μεταξύ υψομέτρου -300 km κάτω από την επιφάνεια και 50 km πάνω από αυτήν, όπου οι πιέσεις κυμαίνονται από 100 έως 0,1 bar (10 MPa έως 10 kPa). Το δεύτερο στρώμα είναι η στρατόσφαιρα, η οποία φτάνει μεταξύ 50 και 4000 km και αντιμετωπίζει πιέσεις μεταξύ 0,1 και 10-10 bar (10 kPa έως 10 µPa).
Η τροπόσφαιρα είναι το πυκνότερο στρώμα στην ατμόσφαιρα του Ουρανού. Εδώ, η θερμοκρασία κυμαίνεται από 320 K (46,85 ° C / 116 ° F) στη βάση (-300 km) έως 53 K (-220 ° C / -364 ° F) στα 50 km, με την άνω περιοχή να είναι η πιο κρύα στο ηλιακό σύστημα. Η περιοχή tropopause είναι υπεύθυνη για τη συντριπτική πλειονότητα των θερμικών υπερύθρων εκπομπών του Ουρανού, καθορίζοντας έτσι την αποτελεσματική θερμοκρασία 59,1 ± 0,3 Κ.
Μέσα στην τροπόσφαιρα υπάρχουν στρώματα νεφών - σύννεφα νερού στις χαμηλότερες πιέσεις, με σύννεφα υδροθειούχου αμμωνίου πάνω από αυτά. Ακολουθούν τα σύννεφα αμμωνίας και υδρόθειου. Τελικά, τα λεπτά σύννεφα μεθανίου βρισκόταν στην κορυφή.
Στη στρατόσφαιρα, οι θερμοκρασίες κυμαίνονται από 53 K (-220 ° C / -364 ° F) στο ανώτερο επίπεδο έως μεταξύ 800 και 850 K (527 - 577 ° C / 980 - 1070 ° F) στη βάση της θερμόσφαιρας, χάρη σε μεγάλο βαθμό στη θέρμανση που προκαλείται από την ηλιακή ακτινοβολία. Η στρατόσφαιρα περιέχει αιθανόλη, η οποία μπορεί να συμβάλει στην θαμπή εμφάνιση του πλανήτη. Ακετυλένιο και μεθάνιο είναι επίσης παρόντα, και αυτοί οι κίνδυνοι βοηθούν στη θέρμανση της στρατόσφαιρας.
Το εξώτατο στρώμα, η θερμόσφαιρα και η κορώνα, εκτείνονται από 4.000 χιλιόμετρα έως και 50.000 χιλιόμετρα από την επιφάνεια. Αυτή η περιοχή έχει ομοιόμορφη θερμοκρασία 800-850 (577 ° C / 1.070 ° F), αν και οι επιστήμονες δεν είναι σίγουροι για το λόγο. Επειδή η απόσταση από τον Ουρανό από τον Ήλιο είναι τόσο μεγάλη, η ποσότητα του ηλιακού φωτός που απορροφάται δεν μπορεί να είναι η κύρια αιτία.
Όπως ο Δίας και ο Κρόνος, ο καιρός του Ουρανού ακολουθεί ένα παρόμοιο μοτίβο όπου τα συστήματα χωρίζονται σε ζώνες που περιστρέφονται γύρω από τον πλανήτη, οι οποίες οδηγούνται από εσωτερική θερμότητα που ανεβαίνει στην ανώτερη ατμόσφαιρα. Ως αποτέλεσμα, οι άνεμοι στον Ουρανό μπορούν να φτάσουν τα 900 km / h (560 mph), δημιουργώντας τεράστιες καταιγίδες όπως αυτές που εντοπίστηκαν από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble το 2012. Παρόμοια με το Μεγάλο Κόκκινο Σημείο του Δία, αυτό το "Dark Spot" ήταν ένας γίγαντας cloud vortex που μετρήθηκε 1.700 χιλιόμετρα με 3.000 χιλιόμετρα (1.100 μίλια από 1.900 μίλια).
Ατμόσφαιρα του Ποσειδώνα:
Σε μεγάλα υψόμετρα, η ατμόσφαιρα του Ποσειδώνα είναι 80% υδρογόνο και 19% ήλιο, με ίχνη ποσότητας μεθανίου. Όπως και με τον Ουρανό, αυτή η απορρόφηση του κόκκινου φωτός από το ατμοσφαιρικό μεθάνιο είναι μέρος αυτού που δίνει στον Ποσειδώνα την μπλε απόχρωση, αν και ο Ποσειδώνας είναι πιο σκούρος και πιο ζωντανός. Επειδή το περιεχόμενο του μεθανίου στην ατμόσφαιρα του Ποσειδώνα είναι παρόμοιο με εκείνο του Ουρανού, κάποιο άγνωστο συστατικό θεωρείται ότι συμβάλλει στον πιο έντονο χρωματισμό του Ποσειδώνα.
Η ατμόσφαιρα του Ποσειδώνα χωρίζεται σε δύο κύριες περιοχές: την κάτω τροπόσφαιρα (όπου η θερμοκρασία μειώνεται με το υψόμετρο) και τη στρατόσφαιρα (όπου η θερμοκρασία αυξάνεται με το υψόμετρο). Το όριο μεταξύ των δύο, η τροπόπαυση, βρίσκεται σε πίεση 0,1 bar (10 kPa). Στη συνέχεια, η στρατόσφαιρα οδηγεί στη θερμόσφαιρα σε πίεση μικρότερη από 10-5 έως 10-4 μικρόβια (1 έως 10 Pa), τα οποία σταδιακά μεταβαίνουν στην εξώσφαιρα.
Τα φάσματα του Ποσειδώνα υποδηλώνουν ότι η κατώτερη στρατόσφαιρά του είναι θολή λόγω της συμπύκνωσης προϊόντων που προκαλούνται από την αλληλεπίδραση υπεριώδους ακτινοβολίας και μεθανίου (δηλαδή φωτολύσεως), η οποία παράγει ενώσεις όπως αιθάνιο και αιθίνη. Η στρατόσφαιρα φιλοξενεί επίσης ποσότητες μονοξειδίου του άνθρακα και υδροκυανίου, οι οποίες είναι υπεύθυνες για το ότι η στρατόσφαιρα του Ποσειδώνα είναι θερμότερη από εκείνη του Ουρανού.
Για λόγους που παραμένουν ασαφείς, η θερμόσφαιρα του πλανήτη βιώνει ασυνήθιστα υψηλές θερμοκρασίες περίπου 750 Κ (476,85 ° C / 890 ° F). Ο πλανήτης είναι πολύ μακριά από τον Ήλιο για να δημιουργηθεί αυτή η θερμότητα από υπεριώδη ακτινοβολία, πράγμα που σημαίνει ότι εμπλέκεται ένας άλλος μηχανισμός θέρμανσης - που θα μπορούσε να είναι η αλληλεπίδραση της ατμόσφαιρας με τα ιόντα στο μαγνητικό πεδίο του πλανήτη ή κύματα βαρύτητας από το εσωτερικό του πλανήτη που διαλύονται η ατμόσφαιρα.
Επειδή ο Ποσειδώνας δεν είναι συμπαγές σώμα, η ατμόσφαιρά του υφίσταται διαφορική περιστροφή. Η ευρεία ζώνη του ισημερινού περιστρέφεται με μια περίοδο περίπου 18 ωρών, η οποία είναι πιο αργή από την περιστροφή των 16,1 ωρών του μαγνητικού πεδίου του πλανήτη. Αντίθετα, το αντίστροφο ισχύει για τις πολικές περιοχές όπου η περίοδος περιστροφής είναι 12 ώρες.
Αυτή η διαφορική περιστροφή είναι η πιο έντονη από οποιονδήποτε πλανήτη στο Ηλιακό Σύστημα και έχει ως αποτέλεσμα ισχυρή διάτμηση ανέμου και βίαιες καταιγίδες. Οι τρεις πιο εντυπωσιακοί εντοπίστηκαν όλοι το 1989 από τον διαστημικό ανιχνευτή Voyager 2 και στη συνέχεια ονομάστηκαν με βάση τις εμφανίσεις τους.
Ο πρώτος που εντοπίστηκε ήταν μια τεράστια αντικυκλωνική καταιγίδα 13.000 x 6.600 χλμ. Και μοιάζει με το Μεγάλο Κόκκινο Σημείο του Δία. Γνωστή ως το Μεγάλο Σκοτεινό Σημείο, αυτή η καταιγίδα δεν εντοπίστηκε πέντε αργότερα (2 Νοεμβρίου 1994) όταν το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble το έψαχνε. Αντ 'αυτού, μια νέα καταιγίδα που ήταν πολύ παρόμοια στην εμφάνιση βρέθηκε στο βόρειο ημισφαίριο του πλανήτη, υποδηλώνοντας ότι αυτές οι καταιγίδες έχουν μικρότερη διάρκεια ζωής από τη Δία.
Το Scooter είναι μια άλλη καταιγίδα, μια ομάδα λευκών νεφών που βρίσκεται πιο νότια από το Great Dark Spot - ένα ψευδώνυμο που εμφανίστηκε για πρώτη φορά κατά τη διάρκεια των μηνών που Voyager 2 συνάντηση το 1989. Το μικρό σκοτεινό σημείο, μια νότια κυκλωνική καταιγίδα, ήταν η δεύτερη πιο έντονη καταιγίδα που παρατηρήθηκε κατά τη συνάντηση του 1989. Αρχικά ήταν εντελώς σκοτεινό. αλλά όπως Voyager 2 πλησίασε τον πλανήτη, έναν φωτεινό πυρήνα που αναπτύχθηκε και μπορούσε να φανεί στις περισσότερες από τις εικόνες υψηλότερης ανάλυσης.
Εν ολίγοις, ο πλανήτης του Ηλιακού μας Συστήματος έχει ατμόσφαιρα κάθε είδους. Και σε σύγκριση με τη σχετικά ήρεμη και παχιά ατμόσφαιρα της Γης, τρέχουν το εύρος μεταξύ πολύ πολύ λεπτών έως πολύ πυκνών. Επίσης κυμαίνονται σε θερμοκρασίες από το εξαιρετικά ζεστό (όπως στην Αφροδίτη) έως το υπερβολικό κρύο.
Και όταν πρόκειται για καιρικά συστήματα, τα πράγματα μπορούν εξίσου ακραία, με τον πλανήτη να καυχιέται είτε για τον καιρό, είτε με έντονες κυκλωνικές και καταιγίδες σκόνης που προκαλούν ντροπή σε καταιγίδες εδώ στη Γη. Και ενώ μερικοί είναι εντελώς εχθρικοί στη ζωή, όπως το γνωρίζουμε, άλλοι μπορεί να είμαστε σε θέση να συνεργαστούμε.
Έχουμε πολλά ενδιαφέροντα άρθρα σχετικά με την πλανητική ατμόσφαιρα εδώ στο Space Magazine. Για παράδειγμα, είναι τι είναι η ατμόσφαιρα; και άρθρα σχετικά με την ατμόσφαιρα του Ερμή, της Αφροδίτης, του Άρη, του Δία, του Κρόνου, του Ουρανού και του Ποσειδώνα,
Για περισσότερες πληροφορίες σχετικά με την ατμόσφαιρα, ανατρέξτε στις σελίδες της NASA σχετικά με τα Atmospheric Layers της Γης, τον Κύκλο άνθρακα και πώς η ατμόσφαιρα της Γης διαφέρει από το διάστημα.
Το Astronomy Cast έχει ένα επεισόδιο στην πηγή της ατμόσφαιρας.
