Войти
Основные характеристики Солнечной системы (не в масштабе) 
Графики космической скорости в зависимости от температуры поверхности некоторых объектов Солнечной системы показывают какие газы задерживаются. Объекты нарисованы в масштабе, а их точки данных обозначены черными точками посередине. Изучение внеземных атмосфер активная областью исследований, как в аспекте астрономии, так и в целях достижения понимания атмосферы Земли. Помимо Земли, многие другие астрономические объекты в Солнечной системе имеют атмосферы. К ним защищают все газовые гиганты, а также Марс, Венера и Плутон. Несколько лун и других тел также имеют атмосферы, как и кометы и Солнце. Есть свидетельства того, что внесолнечные планеты могли создать атмосферу. Сравнение этих атмосфер с другом и с атмосферой Земли расширяет наши базовые представления об атмосферных процессах, таких как парниковый эффект, аэрозоль и физика облаков, а также химия атмосферы и динамика.
Из-за его небольшой размер (и, следовательно, его малая сила тяжести), Меркурий не имеет существенной атмосферы. Его тонкая атмосфера в основном состоит из небольшого количества гелия и натрия, калия и кислорода. Эти газы находятся из солнечного ветра, радиоактивного распада, ударов метеоров и разрушения коры Меркурия. Атмосфера Меркурия нестабильна и обновляется из-за того, что его атомы уходят в из-за высокой температуры планеты.
Атмосфера Венеры в ультрафиолете, Pioneer Venus Orbiter в 1979 году Атмосфера Венеры в основном из углекислого газа. Он содержит незначительные количества азота и других микроэлементов, включая соединение на основе водорода, азота, серы, углерода. и кислород. Атмосфера Венеры намного горячее и плотнее, чем у Земли, хотя и более мелкая. Парниковые газы нагревают нижние слои атмосферы, они охлаждают верхние слои атмосферы, приводя к компактным термосферам. По некоторым определениям, на Венере нет стратосферы.
тропосфера начинается на поверхности и простирается до высоты 65 километров (высота, на которой мезосфера уже достигнута на Земле). В верхней части тропосферы и достигаются достижимые земные уровни. Скорость ветра у поверхности составляет несколько метров в секунду, а в верхних слоях тропосферы достигает 70 м / с и более. стратосфера и мезосфера простираются от 65 км до 95 км в высоту. Термосфера и экзосфера начинаются на высоте около 95 километров, в итоге достигая предела атмосферы на расстоянии около 220-250 км.
Давление воздуха у поверхности Венеры примерно в 92 раза больше, чем на Земле. Огромное количество CO 2 в атмосфере создается сильный парниковый эффект, повышенная температура поверхности примерно до 470 ° C, что выше, чем у любой другой планеты Солнечной системы.
Атмосфера Марса очень тонкая и состоит в основном из углекислого газа, с некоторыми азотом и аргона. Среднее давление на поверхности на Марсе составляет 0,6-0,9 кПа, по сравнению с примерно 101 кПа для Земли. Это приводит к гораздо более низкой атмосферной тепловой инерции, и, как следствие, Марс подвержен сильным тепловым приливам, которые могут улучшить общее атмосферное давление до 10%. Тонкая атмосфера также увеличивает изменчивость температуры планеты. Температура поверхности Марса рассматривается от минимальных значений –140 ° C (–220 ° F) в течение полярных зим до высоких до 20 ° C (70 ° F) летом.
Тонкая атмосфера Марса, видимая на горизонте. 
Ямы в южной полярной ледяной шапке, MGS 1999, НАСА Между миссиями Viking и Mars Global Surveyor, Марс увидел, что «в периоды перигелия 1997 года наблюдались гораздо более. низкие (10-20 К) глобальные атмосферные температуры, чем в период перигелия 1977 года »и« что глобальная афелийная атмосфера Марса более холодная, пыльная и облачная, чем указано в установленной климатологии Viking, «с более низкими атмосферными температурами и более низким уровнем пыли в последние десятилетия на Марсе, чем во время миссии «Викинг» ». Марсианский орбитальный аппарат, хотя и охватывает гораздо более короткий набор данных, не показывает повышения средней планетарной температуры и возможного похолодания. «MCS MY 28 в среднем на 0,9 (дневное время) и 1,7 К (ночное время) ниже, чем измерения на TES MY 24». Однако локально и регионально изменения ям в слое замороженного углекислого газа на южном полюсе Марса, наблюдавшиеся в период с 1999 по 2001 год, предполагают южную полярную ледяную шапку сжимается. Более поздние наблюдения показывают, что южный полюс Марса продолжает таять. «Сейчас он испаряется с невероятной скоростью, - говорит Майкл Малин, главный исследователь камеры орбитального аппарата Марса. Ямы во льду увеличиваются примерно на 3 метра (9,8 футов) в год. Малин заявляет, что условия на Марсе в настоящее время не способствуют образованию нового льда. Веб-сайт предположил, что это указывает на «изменение климата» на Марсе. Многочисленные исследования показывают, что это может быть локальным явлением, а не глобальным.
Колин Уилсон предположил, что наблюдаемые вариации вызваны неоднородностями на орбите Марса. Уильям Фельдман предполагает, что потепление могло быть вызвано тем, что Марс мог выйти из ледникового периода. Другие утверждают, что результатом изменений может быть потепление альбедо из-за пыльных бурь. Исследование предсказывает, что на планете может продолжаться нагревание в результате положительных отзывов.
7 июня 2018 года НАСА объявило, что марсоход Curiosity обнаружил циклические сезонные изменения в атмосферном метан, а керогена и наличие других соединений также.
Овал BA слева и Большое Красное Пятно справа Верхняя атмосфера Юпитера состоит из примерно 75% водорода и 24% гелия по массе, оставшийся 1% состоит из других элементов. Внутренняя часть содержит более плотные материалы, так что распределение составляет примерно 71% водорода, 24% гелия и 5% других элементов по массе. Атмосфера содержит следовые количества метана, водяного пара, аммиака и соединений на основе кремния. Также присутствуют следы углерода, этана, сероводорода, неона, кислорода, фосфина. и сера. Самый внешний слой атмосферы содержит кристаллов замороженного аммиака, возможно, покрытых тонким слоем воды.
Юпитер покрыт слоем облаков глубиной около 50 км. Облака состоят из кристаллов аммиака и, возможно, гидросульфида аммония. Облака размещены в тропопаузе и расположены в полосах разных широт, известных как тропические регионы. Они подразделяются на зоны более светлых тонов и более темные пояса. Взаимодействие этих конфликтующих моделей циркуляции вызывает штормы и турбулентность. Наиболее особенностью облачного слоя является Большое красное пятно, постоянный антициклонический шторм, расположенный в 22 ° к югу от экватора, который больше Земли. В 2000 году в южном полушарии образовалась атмосферная особенность, внешне похожая на Большое красное пятно, но меньше по размеру. Объект был назван Овальный BA и получил прозвище Red Spot Junior.
Наблюдения за штормом Red Spot Jr. предполагают, что Юпитер может находиться в периоде глобального изменения климата. Предполагается, что это часть примерно 70-летнего глобального климатического цикла, характеризующегося этим быстрым формирующимся и медленным эрозией и слиянием циклонических и антициклонических вихрей в атмосфере Юпитера. Эти вихри способствуют теплообмену между полюсами и экватором. Если они достаточно эродированы, теплообмен сильно снижается, и региональные температуры могут сместиться на целых 10 К, при этом полюса остывают, а область экватора нагревается. Возникающий в результате большой перепад температурной дестабилизирует атмосферу и тем самым приводит к созданию новых вихрей.
Внешняя атмосфера Сатурна состоит примерно на 93,2% из водорода и на 6,7%. % гелия. Также были обнаружены следовые количества аммиака, ацетилена, этана, фосфина и метана. Как и в случае с Юпитером, верхние облака на Сатурне состоят из кристаллов аммиака, облака нижнего уровня состоят либо из гидросульфида аммония (NH 4 SH), либо из воды.
Атмосфера Сатурна во многом похожа на атмосферу Юпитера. Он имеет полосчатый узор, похожий на узор Юпитера, и иногда показывает долгоживущие овалы, вызванные штормами. Формирование шторма, аналогичное Большому красному пятну Юпитера, Большому белому пятну, - это недолговечное явление, которое формируется с периодичностью примерно 30 лет. В последний раз это наблюдалось в 1990 году. Однако штормы и структура полос менее заметны и активны, чем у Юпитера, из-за лежащих выше аммиачных туманов в тропосфере Сатурна.
У атмосферы Сатурна есть несколько необычных особенностей. Его ветры являются одними из самых быстрых в Солнечной системе: данные Вояджер указывают на пик восточных ветров со скоростью 500 м / с. Это также единственная планета с теплым полярным вихрем и единственная планета, кроме Земли, на которой наблюдались очковые облака в структурах, подобных урагану.
Атмосфера Урана состоит в основном из газа и различных льдов. Это примерно 83% водорода, 15% гелия, 2% метана и следы ацетилена. Подобно Юпитеру и Сатурну, Уран имеет полосчатый слой облаков, хотя его трудно увидеть без улучшения визуальных изображений планеты. В отличие от больших газовых гигантов, низких температур в верхнем слое Урана, до 50 K, вызывают образование облаков из метана, а не аммиака.
В атмосфере наблюдается меньшая штормовая активность, чем в атмосфере Юпитера или Сатурна, из-за лежащих выше метановых и ацетиленовых туманов в атмосфере, которые делают планетуей похож на мягкий голубой шар. Произошедшие в 1997 году с помощью космического телескопа Хаббл, изображения показали штормовую активность в той части атмосферы, которая возникла в результате 25-летней уранской зимы. Общее отсутствие уникальной особенности газовых гигантов.
Большое темное пятно (вверху), (среднее белое облако) и Глазника волшебника / Темное пятно 2 (внизу). Атмосфера Нептуна похожа на атмосферу Урана. Это около 80% водорода, 19% гелия и 1,5% метана. Однако погодная активность на Нептуне намного активнее, а его атмосфера намного синее, чем на Уране. Верхние уровни атмосферы достигают температуры около 55 K, что приводит к образованию метановых облаков в тропосфере, придают планете ультрамариновый цвет. Температура внутри атмосферы неуклонно растет.
Нептун имеет динамические погодные системы, в том числе самые высокие скорости ветра в Солнечной системе, которая, как считается, питается потоком внутреннего тепла. Типичные ветры в полосчатой экваториальной области могут иметь скорость около 350 м / с (сравнимо со скоростью звука при комнатной температуре на Земле, а именно 343,6 м / с), в то время как штормовые системы могут иметь скорость ветра до около 900 м / с, в атмосфере Нептуна. Было определено несколько крупных штормовых систем, в том числе Большое Темное Пятно, циклоническая штормовая система размером с Евразию, Скутер, группу белых облаков Южнее Большого Темного Пятна и Глаз Волшебника / Темное Пятно 2, южный циклон. гроза.
Нептун, самая дальняя планета от Земли, с 1980 года увеличилась в яркости. Яркость Нептуна статистически коррелирует с его стратосферной температурой. Хаммель и Локвуд предполагают, что изменения яркости включают компонент солнечной вариации, а также сезонный компонент, хотя они не представлены статистически значимой корреляции с солнечной вариацией. Они предполагают, что это решение этого вопроса будет прояснено наблюдениями за яркостью в ближайшие несколько лет: увеличенное изменение должно отражаться в сглаживании и уменьшении яркости, в то время как солнечное воздействие должно отражаться в сглаживании и уменьшении яркости. затем возобновился рост яркости.
Известно, что десять из многих естественных спутников в Солнечной системе имеют атмосферу: Европа, Io, Каллисто, Энцелад, Ганимед, Титан, Рея, Диона, Тритон и Земля и Луна. Ганимед и Европа имеют очень разреженную кислородную атмосферу, которая, как создается, создается радиация, расщепляющая водяной лед, присутствующий на поверхности этих спутников, на водород и кислород. Ио имеет тонкую среду, состоящую в основном из диоксида серы (SO. 2), формирующую в результате вулканизма и сублимации поверхностных отложений диоксида серы под воздействием солнечного света. Атмосфера Энцелада также водяная тонкая и изменчивая, состоящая в основном из водяного пара, азота, метана и углекислого газа, выбрасываемых из недр Луны посредством криовулканизма. Считается, что очень тонкая атмосфера углекислого газа в Каллисто пополняется за счет сублимации поверхностных отложений.
Цветное изображение слоя дымки в атмосфере Титана. Титан имеет самую плотную атмосферу среди всех лун. Атмосфера Титана на самом деле плотнее, чем Земля, с поверхностным давлением 147 кПа, что в полтора раза больше, чем у Земли. Атмосфера состоит из 94,2% азота, 5,65% метана и 0,099% водорода, оставшиеся 1,6% состоят из метана и следов количества других газов, таких как углеводороды (включая этан, диацетилен, метилацетилен, цианоацетилен, ацетилен, пропан ), аргон, диоксид углерода, монооксид углерода, цианоген, цианистый водород и гелий. Считается, что углеводороды образуются в верхних слоях атмосферы Титана в результате расщепления метана ультрафиолетом Солнца с образованием густого оранжевого смога. Титан не имеет магнитного поля и иногда вращается за пределами магнитосферы Сатурна, напрямую подвергая его солнечному ветру. Это может ионизировать и унести некоторые молекулы из верхних слоев атмосферы.
Атмосфера Титана поддерживает непрозрачный слой облаков, который скрывает детали поверхности Титана в видимом диапазоне длин волн. дымка, которую можно увидеть на соседнем снимке, достижение антипарниковому эффекту Луны и снижает температуру, отражая солнечный свет от спутника. Плотная атмосфера блокирует самый видимый свет длиной волны от Солнца и других источников от достижения поверхности Титана.
Тритон, самая большая луна Нептуна, имеет разреженную азотную атмосферу с небольшим количеством метана. Атмосферное давление Тритона составляет около 1 Па. Температура поверхности составляет не менее 35,6 К, при этом азотная атмосфера находится в равновесии с азотным льдом на поверхности Тритона.
Абсолютная температура Тритона увеличилась на 5% с 1989 по 1998 год. Подобный рост температуры на Земле будет равен примерно 11 ° C (20 ° F) повышению температуры за девять лет. «По крайней мере с 1989 года Тритон переживает период глобального потепления. В процентном отношении это очень большой рост », - сказал Джеймс Л. Эллиот, опубликовавший отчет.
Тритон приближается к необычно теплому летнему сезону, который бывает раз в несколько сотен лет. Эллиот и его коллеги считают, что тенденция к потеплению Тритона может быть вызвана сезонными изменениями в поглощении солнечной энергии его полярными ледяными шапками. Одно предположение об этом потеплении состоит в том, что это результат изменения рисунка наледи на его поверхности. Другой заключается в том, что альбедо льда изменилось, что позволяет поглощать больше тепла от Солнца. Бонни Дж. Буратти и др. утверждают, что изменения температуры являются результатом отложения темно-красного материала в результате геологических процессов на Луне, таких как массивные выбросы. Поскольку альбедо Связи Тритона является одним из самых высоких в Солнечной системе, он чувствителен к небольшим изменениям спектрального альбедо.
Плутон имеет чрезвычайно тонкую атмосферу, состоящую из азота, метан и оксид углерода, полученные из льда на его поверхности. Две модели показывают, что атмосфера не полностью замерзает и не схлопывается, когда Плутон движется дальше от Солнца по своей чрезвычайно эллиптической орбите. Однако некоторые другие модели действительно это показывают. Плутону требуется 248 лет для одного полного обращения по орбите, и его наблюдают менее одной трети этого времени. Его среднее расстояние от Солнца составляет 39 а.е., поэтому подробные данные с Плутона немногочисленны и их трудно собрать. Для Плутона температура определяется косвенно; когда он проходит перед звездой, наблюдатели отмечают, как быстро гаснет свет. Из этого они определяют плотность атмосферы, которая используется в качестве индикатора температуры.
Атмосфера Плутона освещена Солнцем Одно такое затмение произошло в 1988 году. Наблюдения за вторым затмением 20 августа 2002 года показывают, что атмосферное давление Плутона утроилось, что означает потепление примерно на 2 ° C (3,6 ° F), как предсказали Хансен и Пейдж. По словам Джея Пасачоффа, потепление «скорее всего не связано с потеплением на Земле». Один астроном предположил, что потепление может быть результатом эруптивной активности, но более вероятно, что на температуру Плутона сильно влияет его эллиптическая орбита. Он был наиболее близок к Солнцу в 1989 году (перигелий ) и с тех пор медленно отступал. Если он обладает какой-либо тепловой инерцией, ожидается, что он будет некоторое время нагреваться после прохождения перигелия. «Эта тенденция кпотеплению на Плутоне может легко продлиться еще 13 лет », - говорит Дэвид Дж. Толен. Также было высказано предположение, что может быть потемнение поверхности льда, но необходимы дополнительные данные и моделирование. На распределение инея на поверхности Плутона большой площади влияния карлики планеты.
Телескопическое изображение кометы 17P / Holmes в 2007 г. Несколько планет за пределами Солнца Система (экзопланеты ) имеет атмосферы. В настоящее время самые распространенные атмосферы относятся к горячим Юпитерам или горячим Нептунам, которые вращаются очень близко к своим звезде и, таким образом, имеют нагретые и расширенные атмосферы. Наблюдения за атмосферный экзопланет бывают двух типов. Во-первых, пропускающая фотометрия или спектры обнаруживают свет, который проходит через атмосферу планеты, когда она проходит через ее звездой. Во-вторых, прямое излучение из атмосферы планеты может быть, сравнив свет звезды и планеты, полученный в течение большей части орбиты планеты, со светом только звезды во время вторичного затмения (когда экзопланета находится за своей звездой).
Первая произошедшая внесолнечная планетная атмосфера была сделана в 2001 году. Натрий в атмосфере планеты HD 209458 b был обнаружен во время серии из четырех прохождений планеты через ее звезду. Более поздние наблюдения с помощью космического телескопа Хаббла показали огромную эллипсоидальную оболочку из водорода, углерода и кислорода вокруг планета.. Эта оболочка достигает температуры 10 000 К. По оценкам, планета теряет (1-5) × 10 кг водорода в секунду. Такие типы атмосферы могут быть общими для всех планет, подобных Солнцу, на расстоянии 0,1 а.е. Считается, что водорода, углерода и кислорода, HD 209458b имеет в атмосфере водяной пар. Натрий и водяной пар также наблюдались в атмосфере HD 189733 b, другая планета-гиганта из горячего газа.
В Октябрь 2013 г. было объявлено об обнаружении облаков в атмосфере объекта Кеплер-7б, в декабре 2013 г. также в атмосфере Gliese 436 b и Gliese 1214 b.
В мае 2017 года вспышки света с Земли, мерцающие с орбитального спутника на расстоянии в миллион миль, было обнаружено, что это отраженный свет от кристаллов льда в атмосфере. Технология, используемая для определения этого, может быть полезна при изучении атмосферного далеких миров, в том числе экзопланет.
Планеты красных карликов могут столкнуться с потерей кислорода В 2001 году натрий был обнаружен в атмосфере из HD 209458 b.
В 2008 году вода, оксид углерода, диоксид углерода и метан были обнаружены в атмосфере из HD 189733 b.
В 2013 г. вода была обнаружена в атмосфере HD 209458 b, XO-1b, WASP-12b, WASP-17b и WASP- 19b.
В июле 2014 года НАСА объявило об обнаружении очень сухой атмосферы на трех экзопланетах (HD 189733b, HD 209458b, WASP-12b ), вращающиеся вокруг звезд, подобных Солнцу.
В сентябре 2014 года НАСА сообщило, что HAT-P-11b является первой экзопланетой размером с Нептун, имеющая относительно безоблачную атмосферу, также впервые были обнаружены молекулы любого типа, в особенности водяной пар, на таком относительно небольшая экзопланета.
Наличие молекул r кислород (O. 2) может быть обнаружен наземными телескопами, и он может быть произведен геофизическими процессами, а также побочным продуктом фотосинтеза формами жизни, поэтому, хотя это обнадеживает, O. 2не является надежной биоподпись. Фактически, план с концентрацией O. 2в их атмосфере могут быть непригодными для жизни. Абиогенез в присутствии огромного количества атмосферного кислорода может быть затруднительным, поскольку ускоренно-базовые механизмы полагаются на свободную энергию, доступную в окислительно-восстановительные реакции с участием различных соединений водорода; на планете, богатой O. 2, организмы должны конкурировать с кислородом за эту свободную энергию.
В июне 2015 года НАСА сообщило, что WASP-33b имеет стратосфера. Озон и углеводороды поглощают большое количество ультрафиолетового излучения, нагревая верхние части атмосферы, которые их содержат, создавая температурную инверсию и стратосферу. Однако эти молекулы разрушаются при температурех горячих экзопланет, что вызывает сомнения в том, что у горячих экзопланет может быть стратосфера. На WASP-33b была обнаружена температурная инверсия и стратосфера, вызванная оксидом титана, который является сильным поглотителем видимого и ультрафиолетового излучения и может существовать только в виде газа в горячей атмосфере. WASP-33b - самая горячая из известных экзопланет с температурой 3200 ° C (5790 ° F) и примерно в четыре с половиной раза больше массы Юпитера.
В феврале 2016 года было объявлено, что Космический телескоп Хаббла НАСА обнаружил водород и гелий (и предположения цианистого водорода ), но не водяной пар, в атмосфере из 55 Cancri e, впервые была успешно проанализирована атмосфера экзопланеты суперземли.
В сентябре 2019 года два независимых исследования пришли к выводу на основании данных космического телескопа Хаббл, что в атмосфере экзопланеты K2-18b, первое открытие для планеты в обитаемой зона звезды.
Атмосферная циркуляция планет, которые вращаются медленнее или имеют более толстую атмосферу, позволяет большему количеству тепла поступать к полюсам, что снижает разницу температур Между полюсами и экватором.
Были обнаружены ветры со скоростью более 2 км в секунду, обтекающие планету HD 189733b, что в семь раз больше скорость звука или в 20 раз быстрее, чем самые быстрые из ветров на Земле.
В октябре 2013 года обнаружение облаков в атмосфере Кеплер-7b был объявлен в декабре 2013 года также в атмосфере ГДж 436 b и ГДж 1214 b.
Осадки в виде жидкости (дождь) или твердого вещества (снег) меняется по составу в зависимости от температуры, давления, состава и высоты атмосферы. В горячей атмосфере может быть железный дождь, дождь из расплавленного стекла и дождь из твердых минералов, таких как энстатит, корунд, шпинель и волластонит. Глубоко в атмосфере газовых гигантов может идти дождь из алмазов и гелия, растворенный неон.
Свободный кислород производятся в результате геологических и атмосферных процессов, поэтому обнаружение кислорода невозможно. обязательно указание на жизнь.
Жизненные процессы приводят к образованию химических веществ, которые не находятся в химическом равновесии, но есть также процессы абиотического равновесия, которые необходимы. Наиболее устойчивой атмосферной биосигнатурой принято считать молекулярный кислород (O. 2) и его фотохимический побочный продукт озон (O. 3). фотолиз воды (H. 2O) УФ-лучами с последующим гидродинамическим утечкой водорода может привести к накоплению кислорода на близких планетах. к их звезде, испытывающий безудержный парниковый эффект. Для планет в обитаемой зоне считалось, что фотолиз воды будет сильно ограничен улавливанием водяного пара в нижних слоях атмосферы. Однако степень улавливания H 2 O сильно зависит от количества неконденсируемых газов в атмосфере, таких как азот N2и аргон.. Отсутствие таких газов вероятность накопления кислорода также сложным образом зависит от истории аккреции планеты, внутреннего химического атмосферы, атмосферы и состояния орбиты. Следовательно, кислород сам по себе не может считаться надежной биосигнатурой. Отношение азота и аргона к кислороду может быть определено путем изучения термических фазовых кривых или с помощью транзитной спектроскопии пропускания спектрального рэлеевского рассеяния уклон в безоблачной атмосфере (т.е. без аэрозолей ).
Обнаружение метана в астрономических телах представляет интерес для науки и техники, так как может быть доказательством внеземной жизни (биоподпись ), он может помочь обеспечить органические ингредиенты для образования жизни, а также метан может быть в качестве роботов и миссии с экипажем в Солнечной системе.
Метан (CH 4) на Марсе - потенциальные источники и поглотители. 
Полярные облака из метана на Титане (слева) по сравнению с полярными облаками на Земле (справа 