V astronomii je atmosféra (z řeckého ἀτμός, pára, vzduch a σφαῖρα, koule ) v širším smyslu vnější obal planety nebo hvězdy , sestávající hlavně z neutrálních plynů a iontů (nebo plazmatu ).
Vnější hranice atmosféry není nikdy jasná, nelze určit přesné místo, kde by atmosféra skončila a kde by začal meziplanetární prostor . Je libovolně fixována v nadmořské výšce, kde je většina molekul příliš rychlá na to, aby byla zadržena gravitací a unikla do vesmíru. Vnitřní limit je přechod s kondenzovaným stavem (různého složení nebo jiného); je to jasné, ale ne vždy známe jeho přesnou polohu.
Hvězdy a obři plynu ( Jupiter a Saturn ) jsou v zásadě tvořeni vodíkem a héliem , ve formě plynů (obři plynu) nebo plazmy (hvězdy) ve vnějších částech a do značné hloubky (vzhledem k poloměru). Hlouběji, H 2 -Je směs se v kondenzovaném stavu.
Na obři led ( Uran a Neptun ) se skládají převážně z vody , metanu a amoniaku , ale mít hustou atmosféru vyrobený převážně z vodíku a helia.
Tyto terestrické planety , které jsou na Zemi , Venuše , Marsu , stejně jako tři satelity obřích planet ( Titan , Enceladus a Triton ) mají méně výrazný atmosféru, složenou z molekul těžších než vodík a hélium.
Ostatní nebeská tělesa ve sluneční soustavě mají velmi jemnou atmosféru tvořenou sodíkem ( Měsíc a Merkur ), kyslíkem ( Evropa ) nebo sírou ( Io ). Trpasličí planeta Pluto má také plynné obálky , kdy je nejblíže ke Slunci , ale tyto plyny zpevnil přes většinu z jeho oběžné dráhy.
Teplota a tlak se liší od jednoho bodu do druhého z hvězdy, planetě nebo satelitu, a v souladu s jeho meteorologii . Tyto hodnoty však mají velký význam v mnoha chemických a fyzikálních procesech , zejména s ohledem na měření. Je proto nutné definovat „ normální podmínky teploty a tlaku “ (CNTP), pojem „normální“ odkazující na „ standard “ (libovolná hodnota reference přijatá konsensem), a nikoli „obvyklý“. Označuje se také jako „normální teplota a tlak“ (TPN). Pro tyto podmínky je uvedeno mnoho hodnot.
Mluvíme také o „okolních podmínkách“. Termín „okolní“ je nejednoznačný, protože „obvyklá“ teplota závisí na podnebí a ročním období. Je proto také nutné definovat pojem „okolní teplota a tlak“.
To vede k obecnější definici „standardní atmosféry“. Ve skutečnosti se teplota a tlak atmosféry se mění v závislosti na poloze na zeměkouli, nadmořské výšce a v okamžiku (období, denní doby, místní povětrnostní podmínky , atd. ). Je proto užitečné definovat „normální“ hodnoty tlaku a teploty jako funkci nadmořské výšky.
Barometrický nivelační vzorec popisuje vertikální rozložení molekul plynu v zemské atmosféře, a tedy kolísání tlaku s nadmořskou výškou.
Toto se nazývá vertikální tlakový gradient, ale který lze popsat pouze matematicky jako aproximace, kvůli dynamice podnebí v nižší atmosféře. Na Zemi můžeme jako první aproximaci předpokládat, že v blízkosti hladiny moře se tlak sníží o jeden hektopascal, když se nadmořská výška zvýší o 8 metrů.
Pro geologa je atmosféra evolučním činitelem nezbytným pro morfologii planety. Vítr nese prach, který narušuje úlevu a zanechává usazeniny. Mráz a srážky, které závisí na složení, také formují reliéf. Pro meteorologa určuje složení atmosféry klima a jeho variace. Pro biologa je složení úzce spojeno se vzhledem života a jeho vývojem.
Problém existence a složení atmosféry nastává také u exoplanet . První plynný gigant známý mimo sluneční soustavu, Osiris , byl objeven v roce 1999; jeho atmosféra obsahuje kyslík a uhlík .
Počáteční složení atmosféry planety závisí na chemických vlastnostech a teplotě mateřské mlhoviny během formování planetárního systému . Přesné složení atmosféry planety následně závisí na chemii plynů, které ji tvoří, a na vstupech plynů vulkanismem . Interakce mezi těmito různými plyny závisí na teplotě a druzích slunečního záření dopadajícího na planetu.
Mars a Venuše tedy pravděpodobně měly vodu, kapalinu nebo ve formě par, ale fotodisociace způsobená ultrafialovými paprsky ji změnila na vodík a kyslík . Nakonec lehčí plyny uniknou v závislosti na hmotnosti a teplotě planety, což má za následek odlišné konečné složení z jedné planety na druhou:
Atmosféru planety proto ovlivňuje její hmotnost, vzdálenost od Slunce a interakce jejích chemických složek po dobu více než 4 miliard let. Na druhou stranu sluneční vítr , tvořený velmi energetickými ionizovanými částicemi, odráží srážkou nejlehčí prvky; tento účinek se sníží, když má planeta magnetické pole schopné odklonit většinu slunečního větru (to je případ Země, ale ne Venuše). Přesto mohou nabité částice uniknout z magnetizované planety podél čar magnetického pole v polárních oblastech. Když spočítáme všechny důležité únikové procesy, zjistíme, že magnetické pole nechrání atmosférickou únikovou planetu.
A konečně, život je důležitým faktorem ve složení atmosféry. Zaváděním chemických reakcí, které mezi původními plyny neexistovaly, biosféra modifikuje složení nezávisle na specifických vlastnostech nebeského tělesa. Například na Zemi citujme produkci O 2od chlorofylu rostlin a recyklaci tohoto kyslíku do CO 2 velkým počtem živých organismů.
Tělo | Atmosféra | Obrázek | Teplota 1 ( K ) | Tlak 1 ( atm ) | Dihydrogen (H 2) ( vodík pro Slunce) | Helium (He) | Dinitrogen (N 2) ( dusík pro Slunce) | Dioxygen (O 2) ( kyslík pro slunce) | Oxid uhličitý (CO 2) | Metan (CH 4) | Vodní pára (H 2 O) | Argon (Ar) | Neon (Ne) |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
slunce | Atmosféra Slunce | 4 000 až 8 000 | 0,125 | 90,965% | 8,889% | 102 ppm | 774 ppm | - | - | - | - | 112 ppm | |
Venuše | Atmosféra Venuše | 732 | 90 | - | 0,002% | 3,5% | - | 96,5 % | - | 0,002% | 0,007% | 0,0007% | |
Země | Atmosféra Země | 288 | 1 | 0,5% | 0,0005% | 78,1 % | 20,9 % | 0,04% | 0,0002% | 0,001% až 5% |
0,93% | 0,002% | |
březen | Atmosféra Marsu | 223 | 0,006 | - | - | 1,89% | 0,15% | 96 % | - | 0,03% | 1,93% | 0,0003% | |
Jupiter | Atmosféra Jupiteru | 170 | - | 86 % | 13 % | - | - | - | 0,1% | 0,1% | - | - | |
Saturn | Atmosféra Saturnu | 130 | - | 96 % | 3% | - | - | - | 0,4% | 0,0005% | - | - | |
Uran | Atmosféra Uranu | 59 | - | 83 % | 13 % | - | - | - | 1,99% | - | - | - | |
Neptune | Atmosféra Neptunu | 59 | - | 80 % | 19 % | - | - | - | 1,5% | - | - | - | |
Titan | Atmosféra Titanu | 95 | 1.45 | 0,1% až 0,2% |
- | 98,4 % | - | - | 1,6% | - | - | - | |
Enceladus | Atmosféra Enceladus | 75 | stopa | - | - | 4% | - | 3,2% | 1,6% | 91% | - | - | |
(1) Pro telurické planety (Merkur, Venuše, Země a Mars), Titan a Enceladus jsou teplota a tlak udávány na povrchu. U plynných gigantů (Jupiter a Saturn) a ledových gigantů (Uran a Neptun) se teplota udává tam, kde je tlak 1 atm . Pro Slunce jsou teplota a tlak základny fotosféry a složení odpovídá fotosféře. |
Tělo | Atmosféra | Teplota ( K ) | Tlak | Vodík (H) | Uhlík (C) | Kyslík (O) | Sodík (Na) | Vodní pára (H 2 O) | Oxid uhelnatý (CO) | Oxid uhličitý (CO 2) | Metan (CH 4) |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
HD 209458 b | Atmosféra HD 209458 b | ? |
1 bar při 1,29 R J 33 ± 5 milibarů při T = 2200 ± 260 K. |
zjištěno | zjištěno | zjištěno | zjištěno | zjištěno | zjištěno | - | zjištěno |
HD 189733 b | Atmosféra HD 189733 b | ? | ? | - | - | - | - | zjištěno | - | - | zjištěno |
Vzhledem ke své malé velikosti (a tedy nízké gravitaci) nemá Merkur podstatnou atmosféru. Jeho extrémně jemná atmosféra se skládá z malého množství helia, po kterém následují stopy sodíku, draslíku a kyslíku. Tyto plyny pocházejí ze slunečního větru , radioaktivního rozpadu, dopadů meteoritů a rozpadu kůry rtuti. Atmosféra Merkura je nestabilní a neustále se obnovuje, protože jeho atomy unikají do vesmíru vlivem tepla planety.
VenušeAtmosféru Venuše tvoří hlavně oxid uhličitý . Obsahuje malé množství dusíku a dalších stopových prvků, včetně sloučenin na bázi vodíku , dusíku , síry , uhlíku a kyslíku . Atmosféra Venuše je mnohem teplejší a hustší než atmosféra Země, i když je užší. Zatímco skleníkové plyny ohřívají spodní vrstvu, ochlazují horní vrstvu, což vede k vytvoření kompaktních termosfér . Podle některých definic nemá Venuše stratosféru.
Troposphere začíná na povrchu a prochází do výšky 65 kilometrů (nadmořské výšce, při které se mezosféra již bylo dosaženo na Zemi). Na vrcholu troposféry dosahují teplota a tlak úrovní podobných těm na Zemi. Povrchové větry dosahují několika metrů za sekundu a v horní troposféře dosahují 70 m / s nebo více. Stratosféra a mezosféra sahají od 65 km do 95 km nad hladinou moře. Termosféra a exosféra začínají přibližně na 95 km a nakonec dosáhnou hranice atmosféry, mezi 220 a 250 km .
Tlak vzduchu na povrchu Venuše je asi 92krát vyšší než na Zemi. Obrovské množství CO 2přítomný v atmosféře vytváří silný skleníkový plyn , který zvyšuje teplotu na přibližně 470 ° C , což je atmosféra teplejší než kterákoli jiná planeta ve sluneční soustavě.
březenAtmosféra Marsu je velmi tenká a skládá se hlavně z oxidu uhličitého , s trochou dusíku a argonu . Průměrný povrchový tlak na Marsu je 0,6 - 0,9 kPa , ve srovnání s přibližně 101 kPa pro Zemi. To má za následek mnohem nižší tepelnou setrvačnost a ve výsledku je Mars vystaven silným tepelným přílivům, které mohou změnit globální atmosférický tlak až o 10%. Tenkost atmosféry také zvyšuje variabilitu teploty na planetě. Teploty na povrchu Marsu jsou proměnlivé. Během polárních zim mohou zaznamenat minima kolem -140 ° C a během léta vzrůst až o 20 ° C.
Mezi misemi Viking a Mars Global Surveyor (MGS) Mars zobrazuje „nejchladnější atmosférické teploty ( 10 - 20 K ) pozorované během periheliových let v letech 1997 a 1977“. Navíc „atmosféra globálního aphelionu na Marsu je chladnější, méně prašná a oblačnější, než se uvádí ve zavedené vikingské klimatologii“, „s„ obecně chladnějšími teplotami vzduchu a nižší koncentrací prachu v těchto dnech. Desetiletí na Marsu ve srovnání s obdobím studovaným Vikingská mise. Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), na menší datové sady, neukazuje žádné oteplování globální průměrné teploty, a dokonce ukazuje možné chlazení. "Radiometr MCS (Mars Climate Sounder) MY měří, že 28 teplot je v průměru o 0,9 (den) a 1,7 K (noc) chladnějších než TES (termální infračervené spektrometry) MY 24. „Z místního a regionálního hlediska však změny typu„ Gruyère hole “ve zmrzlé vrstvě oxidu uhličitého na jižním pólu Marsu pozorované v letech 1999 až 2001 naznačují, že velikost jižní polární čepice klesá. Více nedávná pozorování naznačují, že jižní pól Marsu se stále taje. „Odpařuje se ve stejnou dobu a fenomenálním tempem.“ řekl Michael Malin , hlavní řešitel Mars Orbiter Camera. Otvory v ledu se zvětšují přibližně o 3 metry za rok. Michael Malin říká, že podmínky na Marsu v současné době nevedou k novému tvorbě ledu. Webové stránky naznačují, že to svědčí o „klimatických změnách v kurzu“ na Marsu . Několik studií naznačuje, že by se mohlo jednat spíše o místní fenomén než o globální jev.
U Colina Wilsona jsou pozorované variace způsobeny nesrovnalostmi na oběžné dráze Marsu. William Feldman spekuluje, že oteplování by mohlo pocházet ze skutečnosti, že Mars se vynořuje z doby ledové . Jiní vědci tvrdí, že oteplování je způsobeno změnami v albedu způsobenými prachovými bouřkami. Studie předpovídá, že planeta může v důsledku zpětné vazby pokračovat v zahřívání .
ZeměPo ztuhnutí Země, po odplynění hornin, byl CO 2 mnohem hojnější než dnes, což umožnilo mnohem větší skleníkový efekt podobný Venuši a Marsu. Tento efekt umožnil udržovat průměrnou teplotu blízkou dnešní (~ 15 ° C ). V průběhu času se intenzita Slunce zvyšovala a hladina CO 2 klesala v důsledku uhlíkového cyklu, který přeměňoval část plynu ve formě karbonátových hornin.
V současné době se ve vzduchu nacházejí pouze stopy CO 2 . Kromě toho intenzivní vývoj života na Zemi (asi před 2 miliardami let) podporoval nárůst kyslíku v atmosféře díky fotosyntéze rostlin. Uhlíkový cyklus a vývoj života vysvětlit, že naše současná atmosféra se skládá hlavně z dusíku N 2 a kyslíku O 2 .
Čtyři planety mimo sluneční soustavu jsou plynné obří planety . Sdílejí některé atmosférické podobnosti. Všechny mají atmosféry složené převážně z vodíku a helia, které se mísí v kapalném nitru pod tlaky vyššími než je kritický bod , takže mezi atmosférou a tělesem planety není jasná hranice.
JupiterHorní atmosféra Jupitera je tvořena asi 75% vodíku a 24% hélia hmotnostně a poté zbývá 1% dalších prvků. Vnitřek obsahuje hustší materiály s distribucí přibližně 71% vodíku, 24% hélia a 5% dalších hmotnostních prvků. Atmosféra obsahuje stopy metanu , vodní páry , amoniaku a sloučenin křemíku . Existují také stopy uhlíku , etanu , sirovodíku , neonu , kyslíku , fosfinu a síry . Vnější vrstva atmosféry obsahuje krystaly zmrzlého amoniaku, pravděpodobně položené na tenké vrstvě vody .
Jupiter je pokryt oblačnou vrstvou o tloušťce asi 50 km . Mraky se skládají z krystalů amoniaku a pravděpodobně hydrosulfidu amonného. Mraky se nacházejí v tropopauze a jsou uspořádány do pásem různých zeměpisných šířek , známých jako tropy. Ty se dále dělí na „zóny“ se světlejšími odstíny a „opasky“ s tmavšími odstíny. Protichůdné interakce těchto vzorců atmosférické cirkulace způsobují bouře a turbulence . Nejznámější vlastností vrstvy mraků je Velká rudá skvrna , permanentní vysokotlaká bouře umístěná 22 ° jižně od rovníku, která je širší než Země. V roce 2000 se na jižní polokouli vytvořil atmosférický útvar, oba vzhledově podobné Velké rudé skvrně, ale menší velikosti. Tato funkce byla pojmenována Oval BA a byla přezdívána Red Spot Junior (malá červená skvrna).
Pozorování Red Spot Jr. naznačují, že Jupiter možná zažívá epizodu globálních klimatických změn. Předpokládá se, že tento jev je součástí 70letého globálního klimatického cyklu charakterizovaného relativně rychlou tvorbou a následnou pomalou erozí vírů, jakož i jejich cyklonální a anticyklonální fúzí v atmosféře Jupiteru. Tyto víry usnadňují výměnu tepla mezi póly a rovníkem. Pokud dostatečně erodovaly, je tepelná výměna výrazně snížena a okolní teploty mohou být vystaveny změně až 10 K , při ochlazování pólů a zahřívání rovníku. Výsledný silný teplotní rozdíl destabilizuje atmosféru, a proto vede k tvorbě nových vírů.
SaturnVnější atmosféra Saturnu je tvořena asi 93,2% vodíku a 6,7% hélia. Byly také zjištěny stopy amoniaku, acetylenu , etanu, fosfinu a metanu. Podobně jako Jupiter jsou horní mraky na Saturnu složeny z krystalů amoniaku, zatímco spodní mraky jsou tvořeny buď hydrogensulfidem amonným (NH 4 SH) nebo vodou.
Saturnská atmosféra je podobná atmosféře Jupitera v několika ohledech. Má podobné pásy jako Jupiter a někdy má velmi dlouhou dobu oválné tvary způsobené bouřemi. Tvorba bouře srovnatelná s Velkou rudou skvrnou Jupitera, Velkou bílou skvrnou, je krátkodobý jev, který se formuje po dobu 30 let. Tento jev byl naposledy pozorován v roce 1990. Bouře a pásma jsou však méně viditelné a aktivní než Jupiter, a to kvůli přítomnosti čpavkových mlh superponovaných na Saturnovu troposféru.
Atmosféra Saturnu má několik neobvyklých rysů. Jeho větry patří k nejrychlejším ve sluneční soustavě, přičemž data z programu Voyager naznačují východní větry 500 m / s . Je to také jediná planeta, která má horký polární vír a jediná planeta kromě Země, kde byly pozorovány mraky typu oka (cyklóny) ve strukturách podobných hurikánům.
UranAtmosféra Uranu je složena především z plynu a různých ledů. Obsahuje přibližně 83% vodíku, 15% helia, 2% metanu a stopy acetylenu. Stejně jako Jupiter a Saturn má Uran vrstvu oblačných pásem, i když to není snadno viditelné bez pomoci optimalizovaných obrazů planety. Na rozdíl od větších plynných gigantů způsobují nízké teploty horní vrstvy oblaku Uranu, které mohou klesnout až na 50 K , tvorbu mraků spíše z metanu než z amoniaku.
Ve srovnání s atmosférou Jupitera nebo Saturnu byla v uranské atmosféře pozorována menší aktivita bouřek, a to díky přítomnosti metanových a acetylenových mlh v atmosféře, díky nimž se jeví jako matná, světle modrá zeměkoule. Snímky pořízené v roce 1997 Hubbleem (vesmírný dalekohled) ukázaly bouřkovou aktivitu v části atmosféry vyplývající z 25leté zimy Uranu. Obecný nedostatek aktivity bouřky mohl souviset s absencí vnitřního mechanismu generování energie v Uranu, což je u plynných gigantů jedinečná vlastnost.
NeptuneAtmosféra Neptunu je podobná atmosféře Uranu. Obsahuje asi 80% vodíku, 19% helia a 1,5% metanu. Meteorologická aktivita na Neptunu je nicméně mnohem aktivnější a jeho atmosféra je mnohem modřejší než atmosféra Uranu. Horní úrovně atmosféry dosahují teplot kolem 55 K , což umožňuje vytváření metanových mraků v jeho troposféře, což dává planetě ultramarínově modrou barvu. Hlubší v atmosféře teploty neustále stoupají.
Neptun má extrémně dynamické systémy počasí, včetně některých z nejrychlejších rychlostí větru ve sluneční soustavě, o nichž se předpokládá, že jsou generovány vnitřním tepelným tokem. Specifické větry v pásmu rovníkové oblasti mohou dosáhnout rychlosti kolem 350 m / s , zatímco bouřkové systémy mohou mít vítr až 900 m / s , což je zhruba rychlost zvuku v atmosféře Neptunu. Bylo identifikováno několik významných bouřkových systémů, včetně Velké temné skvrny, cyklónového bouřkového systému velikosti Eurasie, skútru, bílého mraku jižně od Velké temné skvrny a Malé temné skvrny, cyklónové bouře jižně od Neptunu.
Neptun , nejvzdálenější planeta od Země, získal na jasu od roku 1980. Jas Neptunu statisticky koreluje s jeho stratosférickou teplotou. Hammel a Lockwood předpokládali, že změna jasu zahrnuje složku solární variace i složku sezónní, i když nenašli statisticky významnou korelaci se solární variací . Tvrdí, že řešení tohoto problému bude objasněno pozorováním jasu planety v nadcházejících letech: očekává se, že změna v subsolarních zeměpisných šířkách bude mít za následek drcení a snížení jasu, zatímco sluneční síla by měla vést k drcení následované dalším vylepšením lesku.
Je známo, že deset z mnoha měsíců ve sluneční soustavě má atmosféry: Evropa , Io , Callisto , Enceladus , Ganymede , Titan , Rhea , Dione , Triton a Měsíc ze Země . Ganymede i Evropa mají atmosféry, které jsou velmi bohaté na kyslík, o kterém se předpokládá, že je vytvářen zářením, které odděluje vodík a kyslík od vodního ledu přítomného na povrchu těchto měsíců. Io má extrémně jemnou atmosféru složenou převážně z oxidu siřičitého (SO 2), které jsou výsledkem vulkanismu a tepelné sublimace usazenin oxidu siřičitého způsobených slunečním zářením. Atmosféra Enceladus je také velmi jemná a proměnlivá, skládající se převážně z vodní páry, dusíku, metanu a oxidu uhličitého uvolňovaného z nitra Měsíce kryovulkanismem . Předpokládá se, že atmosféra Callisto, extrémně jemná a složená z oxidu uhličitého, se obnovuje tepelnou sublimací z povrchových usazenin.
Měsíc TitanTitan má zdaleka nejhustší atmosféru ze všech měsíců. Titanová atmosféra je ve skutečnosti hustší než atmosféra Země , která dosahuje povrchového tlaku 147 kPa - jeden a půlnásobku tlaku Země. Atmosféra je 98,4% dusíku , a zbývající 1,6% je metan a stopy jiných plynů, jako jsou uhlovodíky (včetně ethan , butadiyne , propinu , cyanoethyne , acetylen a propan ) a následně argon , oxid uhličitý , oxid uhelnatý , kyanovodíku , kyanovodík a hélium . Uhlovodíky se předpokládá, že tvoří v horních vrstvách atmosféry Titanu reakcemi vyplývající z rozpuštění metanu ultrafialovým zářením z na slunce , vytváří husté oranžové mlhu. Titan nemá magnetické pole a někdy obíhá kolem Saturnovy magnetosféry a vystavuje se přímo slunečnímu větru . Může ionizovat a přenášet molekuly pryč z atmosféry.
Atmosféra Titanu je neprůhledná oblačná vrstva, která brání zvláštnostem jejího povrchu při viditelných vlnových délkách. Na pravém obrázku lze pozorovat opar, který přispívá k anti-skleníku (in) a snižuje teplotu tím, že odráží sluneční záření mimo satelit. Hustá atmosféra blokuje světlo na nejviditelnějších vlnových délkách ze Slunce a dalších zdrojů dosahujících povrchu Titanu.
TritonTriton , největší Neptunův měsíc, má velmi lehkou atmosféru tvořenou dusíkem a malým množstvím metanu. Tritonský atmosférický tlak je přibližně 1 Pa . Povrchová teplota je nejméně 35,6 K , dusíková atmosféra je v rovnováze s dusíkovým ledem na povrchu Tritonu.
Tritonova absolutní teplota se mezi lety 1989 a 1998 zvýšila o 5%. Podobné zvýšení teploty na Zemi by se rovnalo zvýšení teploty o přibližně 11 ° C ( -6,7 ° C ) v průběhu devíti let. "Triton prochází přinejmenším od roku 1989 obdobím globálního oteplování." Z procentního hlediska je to obrovský nárůst. „ Řekl James Elliot , který zprávu zveřejnil.
Mlok se blíží neobvykle teplé letní sezóně, ke které dochází jednou za několik století. James Elliot a jeho kolegové se domnívají, že Tritonova tendence k zahřívání může být výsledkem sezónních změn v absorpci sluneční energie jeho polárními ledovými čepičkami. Hypotéza spojená s tímto oteplováním naznačuje, že vede k modifikaci krystalů mrazu na jeho povrchu. Dalším návrhem je změnit albedo ledu a umožnit tak absorpci více tepla ze slunečních paprsků.
Bonnie J. Buratti a kol. tvrdí, že změny teploty jsou výsledkem tmavých a červených usazenin materiálu z geologických procesů na Měsíci, jako je masivní uvolňování. Vzhledem k tomu, že Tritonovo albedo Bond patří mezi nejvyšší ve sluneční soustavě, je citlivé na malé změny ve spektrálním albedu .
Pluto má extrémně jemnou atmosféru tvořenou dusíkem , metanem a oxidem uhelnatým, které pocházejí z ledu na jeho povrchu.
Dva modely ukazují, že atmosféra nezmrzne a úplně zmizí, když se Pluto vzdaluje od Slunce na své extrémně eliptické dráze . To je však případ některých planet. Plutu trvá úplná oběžná dráha 248 let a bylo pozorováno méně než třetinu této doby. Je v průměrné vzdálenosti od Slunce 39 AU , a proto je obtížné o něm shromáždit přesná data. Teplota je v případě Pluta odvozena nepřímo; když prochází před hvězdou, pozorovatelé si všimnou, jak moc se snižuje svítivost. S ohledem na to odvozují hustotu atmosféry a používá se jako indikátor teploty.
Jedna taková událost zákrytu nastala v roce 1988. Pozorování druhé zákrytu20. srpna 2002naznačují, že atmosférický tlak Pluta se ztrojnásobil, což naznačuje teplo asi 2 ° C ( -15,8 ° C ), jak předpovídali Hansen a Paige. Oteplování „pravděpodobně nesouvisí s oteplováním Země“, říká Jay Pasachoff.
Bylo navrženo, že teplo může být výsledkem erupční aktivity, ale je pravděpodobnější, že teplota Pluta je silně ovlivněna jeho eliptickou dráhou. V roce 1989 bylo blízko Slunce ( perihelion ) a od té doby se pomalu vzdalovalo. Pokud má tepelnou setrvačnost, je pravděpodobné, že se po průchodu periheliem na chvíli zahřeje. „Tento trend oteplování na Plutu by mohl snadno trvat dalších 13 let,“ říká David J. Tholen . Předpokládá se také, že ztmavnutí ledového povrchu Pluta je příčinou tohoto oteplování, ale k prokázání tohoto předpokladu je zapotřebí více dat a modelů. Vysoká šikmost trpasličí planety ovlivňuje distribuci ledu na povrchu Pluta.
Bylo pozorováno, že několik planet mimo sluneční soustavu ( exoplanety ) má atmosféru. V současné době jsou detekce atmosféry tvořeny horkými Jupitery a Neptunami, které obíhají velmi blízko své hvězdy, a proto mají horkou a širokou atmosféru. Jsou pozorovány dva typy atmosféry exoplanet. Za prvé, přenos fotometrie nebo spekter detekuje světlo, které prochází atmosférou planety, když prochází před svou hvězdou. Poté lze přímé emise z atmosféry planety detekovat diferenciací mezi hvězdou a svítivostí planety dosaženou během oběžné dráhy planety, přičemž během sekundárního zatmění (je-li exoplaneta za hvězdou) pouze světlo hvězdy .
První extrasolární atmosféra planety byla pozorována v roce 2001. Sodík přítomný v atmosféře planety HD 209458 b byl detekován během souboru čtyř pasáží planety před její hvězdou. Následující pozorování s HST (kosmického dalekohledu) ukázala obrovský elipsoidní obálku z vodíku , uhlíku a kyslíku kolem planety. Tato obálka dosahuje teploty 10,000 K . Odhaduje se, že planeta by ztratila 1 až 5 × 108 kg vodíku za sekundu. Tento typ ztráty atmosféry by mohl být společný pro všechny planety obíhající kolem hvězd blíže 0,1 AU, například Slunce. Předpokládá se, že kromě vodíku, uhlíku a kyslíku obsahuje HD 209458 b ve své atmosféře vodní páru . Vodní pára byla také pozorována v atmosféře HD 189733 b , další planety s horkými plyny.
v Říjen 2013, oznámili jsme detekci mraků v atmosféře Kepler-7b a vprosinec 2013, Stejné bylo oznámeno v atmosférách GJ 436 b a GJ 12 14 b .
V roce 2001 byl v atmosféře HD 209458 b detekován sodík .
V roce 2008 byla v atmosféře HD 189733 b detekována voda , oxid uhelnatý , oxid uhličitý a metan .
V roce 2013 byla voda detekována v atmosférách HD 209458b, XO-1b , WASP- 12b , WASP- 17b a WASP-19b .
v července 2014NASA oznámila, že našla velmi suchou atmosféru na třech exoplanetách ( HD 189733 b , HD 209458 b a WASP-12 b ) obíhajících kolem hvězd podobných Slunci.
v září 2014NASA uvedla, že HAT-P-11b byla první exoplaneta o velikosti Neptunu, o které je známo, že má relativně bezmračnou atmosféru. Kromě toho bylo hlášeno, že na této tak malé exoplanetě byly nalezeny molekuly všeho druhu, zejména vodní pára .
Přítomnost kyslíku lze detekovat pozemskými dalekohledy, pokud by byla nalezena, mohlo by to naznačovat přítomnost fotosyntetického života na exoplanetě.
v června 2015NASA uvedla, že WASP-33 vlastnil stratosféru . Ozón a uhlovodíky absorbovat velké množství ultrafialového záření, který ohřívá horní části atmosféry, která obsahuje a vytváří inverze a stratosféry. Tyto molekuly jsou však ničeny při teplotách horkých exoplanet, což vyvolává pochybnosti o možnosti, že by exoplanety měly stratosféru. Na WASP-33 byla identifikována inverzní vrstva a stratosféra, generované oxidem titaničitým , který je silným absorbérem viditelného ultrafialového záření a může existovat pouze jako plyn v horké atmosféře. WASP-33 je dosud nejžhavější exoplaneta, která je dosud známa, má teplotu 3200 ° C a je asi čtyři a půlkrát větší než hmotnost Jupiteru.
v února 2016Bylo oznámeno, že HST v NASA zaznamenaly na vodík a hélium (a případně i kyanovodíku ) v atmosféře 55 Cancri e , ale bez páry . Je to poprvé, co byla úspěšně analyzována atmosféra exoplanety Super-Země .
Atmosférická cirkulace planet, které se otáčejí pomaleji nebo mají hustší atmosféru, umožňuje, aby k pólům proudilo více tepla, což snižuje teplotní rozdíly mezi póly a rovníkem.
v Říjen 2013, bylo oznámeno detekce mraků v atmosféře Kepler-7b , jako v roceprosinec 2013týkající se atmosféry Gliese 436 b a Gliese 1214 b .
Složení kapalných (dešťových) nebo pevných (sněhových) srážek se mění s atmosférickou teplotou, tlakem, složením a nadmořskou výškou . V teplé atmosféře může být železný déšť, déšť z roztaveného skla a déšť složený z horninových minerálů, jako je enstatit, korund, spinel a wollastonit. V hlubinách atmosféry plynných obrů mohlo pršet diamanty a hélium obsahující rozpuštěný neon.
Existují geologické a atmosférické procesy, které produkují volný kyslík, což naznačuje, že detekce kyslíku nemusí nutně znamenat přítomnost života.
Životní procesy produkují směs chemikálií, které nejsou v chemické rovnováze , je však třeba vzít v úvahu také procesy abiotické nerovnováhy. Nejrobustnější atmosférický biosignature je často považován za molekulární kyslík (O 2) a také fotochemický ozon (O 3) výsledný. Fotolýza vody (H 2 O) ultrafialovým zářením , po kterém následuje hydrodynamický únik (ne) vodíku, může vést k akumulaci kyslíku na planetách blízko jejich hvězdy, což je vystaveno cválajícímu skleníkovému efektu (in) . U planet umístěných v obyvatelné zóně se předpokládalo, že fotolýza vody bude silně omezena studenou pasti (ne) vodní páry v nižší atmosféře. Nicméně rozsah zachycování studené H 2 Osilně závisí na množství non kondenzovatelné plynu přítomného v atmosféře, jako je dusík N 2 a argonu . Při absenci těchto plynů pravděpodobnost akumulace kyslíku závisí také na složitých modalitách historie narůstání, vnitřní chemie, atmosférické dynamiky a orbitálního stavu Země. Samotný kyslík proto nelze považovat za robustní biologický podpis. Obsah dusíku a argonu s kyslíkem by mohly být detekovány tím, že studuje fázové křivky (v) tepelnou nebo spektroskopie měření přenosu tranzit z Rayleighova rozptylu spektrální skloněné v jasné obloze (c. (T.j. aerosol- volné atmosféře ).