Mimozemská atmosféra -Extraterrestrial atmosphere

Hlavní rysy sluneční soustavy (ne v měřítku)
Grafy únikové rychlosti proti povrchové teplotě některých objektů sluneční soustavy ukazující, které plyny jsou zadrženy. Objekty jsou nakresleny v měřítku a jejich datové body jsou na černých tečkách uprostřed.

Studium mimozemských atmosfér je aktivní pole výzkumu, a to jak jako aspekt astronomie, tak pro získání vhledu do zemské atmosféry. Kromě Země má mnoho dalších astronomických objektů ve Sluneční soustavě atmosféru . Patří mezi ně všichni plynní obři , stejně jako Mars , Venuše a Titan . Několik měsíců a dalších těles má také atmosféru, stejně jako komety a Slunce . Existují důkazy, že extrasolární planetymůže mít atmosféru. Srovnání těchto atmosfér mezi sebou navzájem as atmosférou Země rozšiřuje naše základní chápání atmosférických procesů, jako je skleníkový efekt , fyzika aerosolů a mraků a chemie a dynamika atmosféry.

V září 2022 bylo oznámeno, že astronomové vytvořili novou skupinu nazvanou " Categorizing Atmospheric Technosignatures " (CATS), která bude seznamovat výsledky studií atmosféry exoplanet pro biosignatury , technosignatury a související.

Planety

Vnitřní planety

Rtuť

Kvůli své malé velikosti (a tím i malé gravitaci) nemá Merkur žádnou podstatnou atmosféru. Jeho extrémně řídká atmosféra se většinou skládá z malého množství helia a stop sodíku, draslíku a kyslíku. Tyto plyny pocházejí ze slunečního větru , radioaktivního rozpadu, dopadů meteorů a rozpadu Merkurovy kůry. Atmosféra Merkuru není stabilní a neustále se obnovuje, protože její atomy unikají do vesmíru v důsledku tepla planety.

Venuše

Atmosféra Venuše v UV záření od Pioneer Venus Orbiter v roce 1979

Atmosféra Venuše je většinou složena z oxidu uhličitého . Obsahuje menší 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 mělčí. Jak skleníkové plyny ohřívají spodní atmosféru, ochlazují horní atmosféru, což vede ke kompaktním termosférám . Podle některých definic Venuše nemá stratosféru.

Troposféra začíná na povrchu a sahá až do nadmořské výšky 65 kilometrů (výška, ve které již bylo na Zemi dosaženo mezosféry ). Na vrcholu troposféry dosahují teplota a tlak úrovní podobných Zemi. Větry na povrchu jsou několik metrů za sekundu, dosahující 70 m/s nebo více v horní troposféře. Stratosféra a mezosféra dosahují výšky od 65 km do 95 km. Termosféra a exosféra začínají ve vzdálenosti asi 95 kilometrů a nakonec dosahují hranice atmosféry ve vzdálenosti asi 220 až 250 km.

Tlak vzduchu na povrchu Venuše je asi 92krát vyšší než na Zemi. Obrovské množství CO 2 v atmosféře vytváří silný skleníkový efekt , který zvyšuje povrchovou teplotu na přibližně 470 °C, což je vyšší teplota než na kterékoli jiné planetě ve sluneční soustavě.

Mars

Atmosféra Marsu je velmi řídká a skládá se převážně z oxidu uhličitého s trochou dusíku a argonu . Průměrný povrchový tlak na Marsu je 0,6-0,9 kPa ve srovnání s asi 101 kPa na Zemi. To má za následek mnohem nižší atmosférickou tepelnou setrvačnost a v důsledku toho je Mars vystaven silným tepelným přílivům , které mohou změnit celkový atmosférický tlak až o 10 %. Řídká atmosféra také zvyšuje proměnlivost teploty planety. Povrchové teploty Marsu se pohybují od minim přibližně -140 °C (-220 °F) během polárních zim až po maxima až 20 °C (70 °F) v létě.

Na obzoru je vidět slabá atmosféra Marsu.
Jámy v jižní polární ledové čepici, MGS 1999, NASA

Mezi misemi Viking a Mars Global Surveyor Mars viděl „mnohem chladnější (10–20 K) globální atmosférické teploty byly pozorovány během perihéliových období 1997 oproti 1977“ a „že globální aféliová atmosféra Marsu je chladnější, méně prašná a zakalená“. než naznačuje zavedená vikingská klimatologie“, s „obecně nižšími atmosférickými teplotami a nižším zatížením prachem v posledních desetiletích na Marsu než během Vikingské mise“. Mars Reconnaissance Orbiter , i když zahrnuje mnohem kratší datový soubor, nevykazuje žádné oteplování planetární průměrné teploty a možné ochlazení. " Teploty MCS MY 28 jsou v průměru o 0,9 (denní) a 1,7 K (noční) nižší než měření TES MY 24." Lokálně a regionálně však změny v jamkách ve vrstvě zmrzlého oxidu uhličitého na jižním pólu Marsu pozorované v letech 1999 až 2001 naznačují, že se jižní polární ledová čepice zmenšuje. Novější pozorování naznačují, že jižní pól Marsu nadále taje. "Právě teď se vypařuje obrovskou rychlostí," říká Michael Malin , hlavní výzkumník pro Mars Orbiter Camera. Jámy v ledu rostou asi o 3 metry (9,8 stop) za rok. Malin uvádí, že podmínky na Marsu nejsou v současné době vhodné pro tvorbu nového ledu. Webová stránka navrhla, že to ukazuje na „probíhající změnu klimatu“ na Marsu . Mnoho studií naznačuje, že se může jednat spíše o lokální než globální jev.

Colin Wilson navrhl, že pozorované variace jsou způsobeny nepravidelnostmi na oběžné dráze Marsu. William Feldman spekuluje, že oteplování by mohlo být způsobeno tím, že Mars by mohl vycházet z doby ledové . Jiní vědci tvrdí, že oteplování může být výsledkem změn albeda z prachových bouří. Studie předpovídá, že by se planeta mohla nadále oteplovat v důsledku pozitivní zpětné vazby .

Dne 7. června 2018 NASA oznámila, že vozítko Curiosity detekovalo cyklické sezónní změny atmosférického metanu a také přítomnost kerogenu a dalších složitých organických sloučenin .

Plynoví obři

Čtyři vnější planety Sluneční soustavy jsou plynní obři . Sdílejí některé atmosférické společné rysy. Všechny mají atmosféry, které jsou většinou vodík a helium a které se vmísí do vnitřku kapaliny při tlacích větších než je kritický tlak , takže mezi atmosférou a tělesem není jasná hranice.

Jupiter

Vlevo oválný BA a vpravo Velká rudá skvrna

Horní atmosféra Jupiteru se skládá z přibližně 75 % hmotnosti vodíku a 24 % hélia, přičemž zbývající 1 % tvoří jiné prvky. Vnitřek obsahuje hustší materiály, takže distribuce je zhruba 71 % hmotnostních vodíku, 24 % helia a 5 % dalších prvků. Atmosféra obsahuje stopová množství metanu , vodní páry , čpavku a sloučenin na bázi křemíku . Jsou tam také stopy uhlíku , ethanu , sirovodíku , neonu , kyslíku , fosfinu a síry . Nejvzdálenější vrstva atmosféry obsahuje krystaly zmrzlého čpavku, možná podložené tenkou vrstvou vody .

Jupiter je pokryt vrstvou mraků hlubokou asi 50 km. Oblaka se skládají z krystalů čpavku a možná i hydrosulfidu amonného. Mraky se nacházejí v tropopauze a jsou uspořádány do pásů různých zeměpisných šířek , známých jako tropické oblasti. Ty jsou dále rozděleny na zóny se světlejším odstínem a tmavší pásy . Interakce těchto protichůdných vzorců cirkulace způsobují bouře a turbulence . Nejznámějším rysem vrstvy mraků je Velká rudá skvrna , vytrvalá anticyklonální bouře nacházející se 22° jižně od rovníku, která je větší než Země. V roce 2000 se na jižní polokouli vytvořil atmosférický útvar, který je svým vzhledem podobný Velké rudé skvrně, ale je menší. Funkce byla pojmenována Oval BA a byla přezdívána Red Spot Junior.

Pozorování bouře Red Spot Jr. naznačují, že Jupiter by mohl být v období globální změny klimatu. Předpokládá se, že jde o součást přibližně 70letého globálního klimatického cyklu, charakterizovaného relativně rychlým formováním a následnou pomalou erozí a slučováním cyklonálních a anticyklonálních vírů v atmosféře Jupiteru. Tyto víry usnadňují výměnu tepla mezi póly a rovníkem. Pokud dostatečně erodovaly, výměna tepla je silně omezena a regionální teploty se mohou posunout až o 10 K, přičemž póly ochlazují a oblast rovníku se zahřívá. Výsledný velký teplotní rozdíl destabilizuje atmosféru a tím vede k vytváření nových vírů.

Saturn

Vnější atmosféra Saturnu se skládá z asi 93,2 % vodíku a 6,7 ​​% helia. Byla také zjištěna stopová množství amoniaku, acetylenu , ethanu, fosfinu a metanu. Stejně jako u Jupiteru jsou horní mraky na Saturnu složeny z krystalů čpavku, zatímco mraky nižší úrovně se zdají být složeny buď z hydrosulfidu amonného (NH 4 SH) nebo z vody.

Saturnská atmosféra je v několika ohledech podobná atmosféře Jupiteru. Vykazuje pruhovaný vzor podobný Jupiterovu a občas vykazuje dlouhověké ovály způsobené bouřemi. Bouřková formace analogická Jupiterově Velké rudé skvrně, Velké bílé skvrně, je krátkodobý jev, který se tvoří se zhruba 30letou periodicitou. Naposledy byl pozorován v roce 1990. Bouře a pásový vzor jsou však méně viditelné a aktivní než ty na Jupiteru, kvůli překrývajícím se zákalům čpavku v troposféře Saturnu.

Atmosféra Saturnu má několik neobvyklých rysů. Jeho větry patří k nejrychlejším ve Sluneční soustavě, přičemž údaje Voyageru naznačují maximální východní větry o rychlosti 500 m/s. Je to také jediná planeta s teplým polárním vírem a je to jediná planeta kromě Země, kde byly pozorovány mraky očních stěn ve strukturách podobných hurikánům .

Uran

Atmosféra Uranu se skládá především z plynu a různých ledů. Je to asi 83 % vodíku, 15 % helia, 2 % metanu a stopy acetylenu. Stejně jako Jupiter a Saturn má Uran pruhovanou vrstvu mraků, i když to není snadno viditelné bez vylepšení vizuálních obrazů planety. Na rozdíl od větších plynných obrů způsobují nízké teploty v horní vrstvě uranu, až 50 K , tvorbu mraků spíše z metanu než z amoniaku.

V uranské atmosféře byla pozorována menší bouřková aktivita než v Jupiteru nebo Saturnu, a to kvůli metanovým a acetylenovým zákalům v jejich atmosféře, díky nimž planeta vypadá jako nevýrazná, světle modrá koule. Snímky pořízené v roce 1997 pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu ukázaly bouřkovou aktivitu v té části atmosféry, která se vynořila z 25 let dlouhé uranské zimy. Obecný nedostatek bouřkové aktivity může souviset s nedostatkem vnitřního mechanismu výroby energie pro Uran, což je vlastnost unikátní mezi plynnými obry.

Neptune

Great Dark Spot (nahoře), Scooter (střední bílý mrak) a Wizard's eye /Dark Spot 2 (dole).

Atmosféra Neptunu je podobná atmosféře Uranu. Je to asi 80 % vodíku, 19 % helia a 1,5 % metanu. Povětrnostní aktivita na Neptunu je však mnohem aktivnější a jeho atmosféra je mnohem modřejší než atmosféra Uranu. Horní vrstvy atmosféry dosahují teplot asi 55 K , což dává vzniknout metanovým mračnům v její troposféře, která dává planetě její ultramarínovou barvu. Teploty stále hlouběji v atmosféře stoupají.

Neptun má extrémně dynamické meteorologické systémy, včetně nejvyšších rychlostí větru ve Sluneční soustavě, o nichž se předpokládá, že jsou poháněny tokem vnitřního tepla. Typické větry v pásmové rovníkové oblasti mohou dosahovat rychlosti kolem 350 m/s (srovnatelné s rychlostí zvuku při pokojové teplotě na Zemi, tj. 343,6 m/s), zatímco bouřkové systémy mohou mít vítr dosahující až kolem 900 m/s, v atmosféře Neptunu. Bylo identifikováno několik velkých bouřkových systémů, včetně Velké temné skvrny, systému cyklónových bouří o velikosti Eurasie, Scooter, skupiny bílých oblaků jižněji než Velká temná skvrna, a Čarodějovo oko/Temná skvrna 2, jižní cyklonální bouřka.

Neptun , nejvzdálenější planeta od Země, od roku 1980 vzrostl v jasnosti. Jasnost Neptunu statisticky koreluje s jeho stratosférickou teplotou. Hammel a Lockwood předpokládají, že změna jasu zahrnuje solární variační složku a také sezónní složku, ačkoli nenašli statisticky významnou korelaci se sluneční variací . Navrhují, že řešení tohoto problému bude objasněno pozorováním jasnosti v příštích několika letech: vynucení změnou subsolární zeměpisné šířky by se mělo projevit zploštěním a poklesem jasu, zatímco sluneční vynucení by se mělo projevit zploštěním a pak znovu vzrostl jas.

Ostatní tělesa ve sluneční soustavě

Přirozené satelity

Je známo, že deset z mnoha přirozených satelitů ve Sluneční soustavě má ​​atmosféru : Europa , Io , Callisto , Enceladus , Ganymede , Titan , Rhea , Dione , Triton a Měsíc Země . Ganymede i Europa mají velmi slabou kyslíkovou atmosféru, o níž se předpokládá, že je produkována zářením štěpícím vodní led přítomný na povrchu těchto měsíců na vodík a kyslík. Io má extrémně řídkou atmosféru sestávající převážně z oxidu siřičitého ( SO
2
), vznikající vulkanismem a slunečním zářením řízenou sublimací povrchových ložisek oxidu siřičitého. Atmosféra Enceladu je také extrémně řídká a proměnlivá, skládající se hlavně z vodní páry, dusíku, metanu a oxidu uhličitého odvětrávaného z nitra Měsíce kryovulkanismem . Má se za to, že extrémně řídká atmosféra oxidu uhličitého Callisto je doplňována sublimací z povrchových usazenin.

Měsíc

Titan

Skutečný barevný snímek vrstev oparu v atmosféře Titanu.

Titan má zdaleka nejhustší atmosféru ze všech měsíců. Titanská atmosféra je ve skutečnosti hustší než zemská , s povrchovým tlakem 147 kPa , jeden a půlkrát větší než na Zemi. Atmosféru tvoří 94,2 % dusíku , 5,65 % metanu a 0,099 % vodíku , přičemž zbývajících 1,6 % tvoří jiné plyny, jako jsou uhlovodíky (včetně ethanu , diacetylenu , methylacetylenu , kyanoacetylenu , acetylenu , propanu ), argon , oxid uhličitý , oxid uhelnatý . , kyanogen , kyanovodík a helium . Předpokládá se, že uhlovodíky se tvoří v horní atmosféře Titanu při reakcích vyplývajících z rozpadu metanu slunečním ultrafialovým světlem , čímž vzniká hustý oranžový smog. Titan nemá žádné magnetické pole a někdy obíhá mimo Saturnovu magnetosféru a přímo jej vystavuje slunečnímu větru . To může ionizovat a odnést některé molekuly z horní části atmosféry.

Atmosféra Titanu podporuje neprůhlednou vrstvu mraků, která zakrývá povrchové rysy Titanu na viditelných vlnových délkách. Opar , který je vidět na sousedním obrázku, přispívá k protiskleníkovému efektu měsíce a snižuje teplotu odrazem slunečního světla od satelitu. Hustá atmosféra blokuje většinu viditelného světla vlnové délky ze Slunce a dalších zdrojů, aby dosáhla na povrch Titanu.

Triton

Triton , největší měsíc Neptunu, má slabou dusíkovou atmosféru s malým množstvím metanu. Tritonský atmosférický tlak je asi 1 Pa . Povrchová teplota je alespoň 35,6 K, přičemž dusíková atmosféra je v rovnováze s dusíkovým ledem na povrchu Tritonu.

Od roku 1989 do roku 1998 se absolutní teplota Tritonu zvýšila o 5 %. Podobný nárůst teploty na Zemi by se rovnal asi 11 °C (20 °F) zvýšení teploty za devět let. "Přinejmenším od roku 1989 prochází Triton obdobím globálního oteplování. Procentuálně jde o velmi velký nárůst," řekl James L. Elliot , který zprávu zveřejnil.

Triton se blíží k neobvykle teplému letnímu období, ke kterému dochází pouze jednou za několik set let. Elliot a jeho kolegové se domnívají, že Tritonův trend oteplování by mohl být řízen sezónními změnami v absorpci sluneční energie jeho polárními ledovými čepičkami. Jedním z návrhů pro toto oteplování je, že je výsledkem změn mrazových vzorů na jeho povrchu. Dalším je, že se změnilo albedo ledu, což umožňuje absorbovat více tepla ze Slunce. Bonnie J. Buratti a kol. tvrdí, že změny teploty jsou výsledkem ukládání tmavého, červeného materiálu z geologických procesů na Měsíci, jako je masivní větrání. Protože Tritonovo Bond albedo patří mezi nejvyšší ve sluneční soustavě , je citlivé na malé odchylky ve spektrálním albedu .

Pluto

Pluto - Norgay Montes (vlevo v popředí); Hillary Montes (levé panorama); Sputnik Planitia (vpravo)
Pohled blízko západu slunce obsahuje několik vrstev atmosférického oparu .

Pluto má extrémně řídkou atmosféru, která se skládá z dusíku , metanu a oxidu uhelnatého , pocházejících z ledu na jeho povrchu. Dva modely ukazují, že atmosféra zcela nezamrzne a nezkolabuje, když se Pluto pohybuje dále od Slunce na své extrémně eliptické dráze . Některé další modely to však ukazují. Pluto potřebuje k jednomu úplnému oběhu 248 let a z této doby bylo pozorováno méně než jednu třetinu. Má průměrnou vzdálenost 39 AU od Slunce, a proto jsou hloubková data z Pluta řídká a obtížně se shromažďují. Teplota je pro Pluto odvozena nepřímo; když projde před hvězdou, pozorovatelé si všimnou, jak rychle světlo klesá. Z toho odvodí hustotu atmosféry a ta se používá jako indikátor teploty.

Atmosféra Pluta podsvícená Sluncem

K jedné takové zákrytové události došlo v roce 1988. Pozorování druhé zákrytu 20. srpna 2002 naznačují, že atmosférický tlak Pluta se ztrojnásobil, což naznačuje oteplení asi o 2 °C (3,6 °F), jak předpověděli Hansen a Paige. Oteplování „pravděpodobně nesouvisí s oteplováním Země,“ říká Jay Pasachoff. Jeden astronom spekuloval, že oteplování může být výsledkem erupční aktivity, ale je pravděpodobnější, že teplota Pluta je silně ovlivněna jeho eliptickou dráhou. Nejblíže Slunci byla v roce 1989 ( perihélium ) a od té doby pomalu ustupuje. Pokud má nějakou tepelnou setrvačnost, očekává se, že se po průchodu perihéliem chvíli zahřeje. "Tento trend oteplování na Plutu by klidně mohl trvat dalších 13 let," říká David J. Tholen . Bylo také navrženo, že příčinou může být také ztmavnutí povrchového ledu, ale jsou zapotřebí další údaje a modelování. Rozložení mrazu na povrchu Pluta je významně ovlivněno vysokou šikmostí trpasličí planety.

Exoplanety

Teleskopický snímek komety 17P/Holmes v roce 2007

U několika planet mimo Sluneční soustavu ( exoplanety ) byla pozorována atmosféra. V současné době se většina detekcí atmosféry týká horkých Jupiterů nebo horkých Neptunů, které obíhají velmi blízko své hvězdy, a proto mají zahřátou a rozšířenou atmosféru. Pozorování atmosféry exoplanet jsou dvojího druhu. Za prvé, transmisní fotometrie nebo spektra detekují světlo, které prochází atmosférou planety, když prochází před její hvězdou. Za druhé, přímá emise z atmosféry planety může být detekována odlišením světla hvězdy a planety získaného během většiny oběhu planety se světlem pouze hvězdy během sekundárního zatmění (když je exoplaneta za svou hvězdou).

První pozorovaná extrasolární planetární atmosféra byla vytvořena v roce 2001. Sodík v atmosféře planety HD 209458 b byl detekován během sady čtyř přechodů planety přes její hvězdu. Pozdější pozorování pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu ukázala kolem planety obrovský elipsoidní obal vodíku , uhlíku a kyslíku . Tato obálka dosahuje teplot 10 000 K. Planeta podle odhadů ztrácí(1–5) × 108 kg  vodíku za sekundu. Tento typ ztráty atmosféry může být společný pro všechny planety obíhající hvězdy podobné Slunci blíže než kolem 0,1 AU. Kromě vodíku, uhlíku a kyslíku se předpokládá, že HD 209458 b má ve své atmosféře vodní páru . Sodík a vodní pára byly také pozorovány v atmosféře HD 189733 b , další obří planety s horkým plynem.

V říjnu 2013 byla oznámena detekce mraků v atmosféře Kepler-7b a v prosinci 2013 také v atmosférách Gliese 436 b a Gliese 1214 b .

V květnu 2017 bylo zjištěno, že záblesky světla ze Země , viděné jako záblesky z obíhajícího satelitu vzdáleného milion mil, jsou odražené světlo od ledových krystalů v atmosféře . Technologie použitá k určení toho může být užitečná při studiu atmosfér vzdálených světů, včetně atmosfér exoplanet.

Atmosférické složení

Planety červených trpaslíků mohou čelit ztrátě kyslíku

V roce 2001 byl v atmosféře HD 209458 b detekován sodík .

V roce 2008 byla v atmosféře HD 189733 b zjištěna voda , oxid uhelnatý , oxid uhličitý a metan .

V roce 2013 byla voda detekována v atmosférách HD 209458 b, XO-1b , WASP-12b , WASP-17b a WASP-19b .

V červenci 2014 NASA oznámila nalezení velmi suché atmosféry na třech exoplanetách ( HD 189733b , HD 209458b , WASP-12b ), které obíhají hvězdy podobné Slunci.

V září 2014 NASA oznámila, že HAT-P-11b je první exoplaneta velikosti Neptunu, o které je známo, že má atmosféru relativně bez mraků, a také poprvé, kdy byly na takové planetě nalezeny molekuly jakéhokoli druhu, konkrétně vodní pára . relativně malá exoplaneta.

Přítomnost molekulárního kyslíku ( O
2
) může být detekovatelný pozemskými dalekohledy a může být produkován geofyzikálními procesy, stejně jako vedlejším produktem fotosyntézy formami života, takže i když je to povzbudivé, O
2
není spolehlivý biologický podpis . Ve skutečnosti planety s vysokou koncentrací O
2
v jejich atmosféře mohou být neobyvatelné. Abiogeneze v přítomnosti masivního množství atmosférického kyslíku by mohla být obtížná, protože rané organismy se spoléhaly na volnou energii dostupnou v redoxních reakcích zahrnujících různé sloučeniny vodíku; na O
2
- bohatá planeta, organismy by musely soutěžit s kyslíkem o tuto volnou energii.

V červnu 2015 NASA oznámila, že WASP-33bstratosféru . Ozon a uhlovodíky absorbují velké množství ultrafialového záření, ohřívají horní části atmosféry, které je obsahují, vytvářejí teplotní inverzi a stratosféru. Tyto molekuly se však ničí při teplotách horkých exoplanet, což vyvolává pochybnosti, zda by horké exoplanety mohly mít stratosféru. Na WASP-33b byla identifikována teplotní inverze a stratosféra způsobená oxidem titaničitým , který je silným absorbérem viditelného a ultrafialového záření a může existovat pouze jako plyn v horké atmosféře. WASP-33b je nejžhavější známá exoplaneta s teplotou 3200 °C (5790 °F) a je přibližně čtyřiapůlkrát větší než Jupiter.

V únoru 2016 bylo oznámeno, že Hubbleův vesmírný teleskop NASA detekoval vodík a helium (a návrhy kyanovodíku ), ale žádnou vodní páru , v atmosféře 55 Cancri e , poprvé v atmosféře super -Země. exoplaneta byla úspěšně analyzována.

V září 2019 došly dvě nezávislé výzkumné studie na základě dat z Hubbleova vesmírného dalekohledu k závěru, že v atmosféře exoplanety K2-18b bylo významné množství vody , což je první takový objev pro planetu v obyvatelné zóně hvězdy.

Dne 24. srpna 2022 zveřejnila NASA objev kosmického dalekohledu Jamese Webba týkající se oxidu uhličitého v atmosféře WASP-39b .

Atmosférická cirkulace

Atmosférická cirkulace planet, které rotují pomaleji nebo mají silnější atmosféru, umožňuje proudění většího množství tepla k pólům, což snižuje teplotní rozdíly mezi póly a rovníkem.

Větry

Kolem planety HD 189733b byly objeveny větry o rychlosti přes 2 km/s – což je sedmkrát více než rychlost zvuku nebo 20krát rychlejší než nejrychlejší dosud známé větry na Zemi .

Mraky

V říjnu 2013 byla oznámena detekce oblačnosti v atmosféře Kepler-7b a v prosinci 2013 také v atmosférách GJ 436 b a GJ 1214 b .

Srážky

Srážky ve formě kapaliny (déšť) nebo pevné látky (sníh) se liší složením v závislosti na atmosférické teplotě, tlaku, složení a nadmořské výšce . Horké atmosféry mohou mít železný déšť, déšť z roztaveného skla a déšť vyrobený z kamenných minerálů, jako je enstatit, korund, spinel a wollastonit. Hluboko v atmosférách plynných obrů by mohly pršet diamanty a helium obsahující rozpuštěný neon.

Abiotický kyslík

Existují geologické a atmosférické procesy, které produkují volný kyslík, takže detekce kyslíku nemusí nutně znamenat život.

Životní procesy vedou ke směsi chemikálií, které nejsou v chemické rovnováze , ale existují i ​​abiotické procesy nerovnováhy, které je třeba vzít v úvahu. Nejrobustnější atmosférický biologický podpis je často považován za molekulární kyslík ( O
2
) a jeho fotochemický vedlejší produkt ozon ( O
3
). Fotolýza vody ( H
2
O
) UV záření s následným hydrodynamickým únikem vodíku může vést k hromadění kyslíku na planetách blízko jejich hvězdy, která podléhá skleníkovému efektu . U planet v obyvatelné zóně se předpokládalo, že vodní fotolýza bude silně omezena zadržováním vodní páry za studena v nižších vrstvách atmosféry. Rozsah zachycení H 2 O však silně závisí na množství nekondenzovatelných plynů v atmosféře, jako je dusík N 2 a argon . V nepřítomnosti takových plynů závisí pravděpodobnost nahromadění kyslíku také složitým způsobem na historii akrece planety, vnitřní chemii, dynamice atmosféry a stavu oběžné dráhy. Proto kyslík sám o sobě nemůže být považován za robustní biosignaturu. Poměr dusíku a argonu ke kyslíku by bylo možné detekovat studiem křivek tepelné fáze nebo měřením tranzitní transmisní spektroskopie spektrálního sklonu Rayleighova rozptylu v čisté atmosféře (tj. bez aerosolu ).

Život

Metan

Detekce metanu v astronomických tělesech je zajímavá pro vědu a techniku, protože může být důkazem mimozemského života ( biologický podpis ), může pomoci poskytnout organické složky pro vznik života a také by metan mohl být použit jako palivo nebo raketový pohon. pro budoucí robotické mise a mise s posádkou ve Sluneční soustavě.

  • Rtuť – řídká atmosféra obsahuje stopová množství metanu.
  • Venuše – atmosféra může obsahovat velké množství metanu od 60 km (37 mil) k povrchu podle údajů shromážděných přístrojem Pioneer Venus Large Probe Neutral Mass Spectrometer
  • Měsíc – stopy jsou odplyněny z povrchu
Metan (CH 4 ) na Marsu – potenciální zdroje a propady.
  • Marsatmosféra Marsu obsahuje 10 nmol/ mol metanu. Zdroj metanu na Marsu nebyl stanoven. Výzkum naznačuje, že metan může pocházet ze sopek , zlomových linií nebo metanogenů , že může být vedlejším produktem elektrických výbojů z prachových ďáblů a prachových bouří nebo že může být výsledkem UV záření . V lednu 2009 vědci NASA oznámili, že zjistili, že planeta často ve specifických oblastech vypouští metan do atmosféry, což vedlo některé k domněnkám, že to může být známka biologické aktivity pod povrchem. Rover Curiosity , který přistál na Marsu v srpnu 2012, dokáže rozlišovat mezi různými izotopology metanu; ale i když mise určí, že zdrojem metanu je mikroskopický život na Marsu, pravděpodobně sídlí hluboko pod povrchem, mimo dosah roveru. První měření laditelným laserovým spektrometrem (TLS) ukázala, že v místě přistání je méně než 5 ppb metanu. Dne 16. prosince 2014 NASA oznámila, že vozítko Curiosity detekovalo „desetinásobný nárůst“, pravděpodobně lokalizovaný, v množství metanu v atmosféře Marsu. Vzorková měření provedená „tucetkrát za 20 měsíců“ ukázala nárůst na konci roku 2013 a na začátku roku 2014, v průměru „7 dílů metanu na miliardu v atmosféře“. Předtím a poté se hodnoty pohybovaly v průměru kolem jedné desetiny této úrovně. Nárůsty koncentrace naznačují, že Mars epizodicky produkuje nebo uvolňuje metan z neznámého zdroje. ExoMars Trace Gas Orbiter bude od dubna 2018 provádět měření metanu a také produktů jeho rozkladu, jako je formaldehyd a metanol .
  • Jupiter – atmosféra obsahuje 3000 ± 1000 ppm metanu
  • Saturn – atmosféra obsahuje 4500 ± 2000 ppm metanu
    • Enceladus – atmosféra obsahuje 1,7 % metanu
    • Iapetus
    • Titan – atmosféra obsahuje 1,6 % metanu a na povrchu byly detekovány tisíce metanových jezer. V horních vrstvách atmosféry se metan přeměňuje na složitější molekuly včetně acetylenu , což je proces, který také produkuje molekulární vodík . Existují důkazy, že acetylen a vodík jsou recyklovány na metan blízko povrchu. To naznačuje přítomnost buď exotického katalyzátoru nebo neznámé formy metanogenního života. Byly také pozorovány metanové přeháňky, pravděpodobně vyvolané změnou ročních období. 24. října 2014 byl metan nalezen v polárních mracích na Titanu.
Polární mraky vyrobené z metanu na Titanu (vlevo) ve srovnání s polárními mraky na Zemi (vpravo).
  • Uran – atmosféra obsahuje 2,3 % metanu
    • Ariel – metan je považován za součást povrchového ledu Ariel
    • Miranda
    • Oberon – asi 20 % povrchového ledu Oberonu se skládá ze sloučenin uhlíku a dusíku souvisejících s metanem
    • Titania – asi 20 % povrchu ledu Titania se skládá z organických sloučenin souvisejících s metanem
    • Umbriel – metan je součástí povrchového ledu Umbriel
  • Neptun – atmosféra obsahuje 1,5 ± 0,5 % metanu
    • Triton – Triton má slabou dusíkovou atmosféru s malým množstvím metanu v blízkosti povrchu.
  • Plutospektroskopická analýza povrchu Pluta odhalila, že obsahuje stopy metanu
    • Charon – předpokládá se, že na Charonu je přítomen metan, ale není to zcela potvrzeno
  • Eris – infračervené světlo z objektu odhalilo přítomnost metanového ledu
  • Halleyova kometa
  • Kometa Hyakutake – pozemská pozorování nalezla v kometě etan a metan
  • Extrasolární planety – metan byl detekován na extrasolární planetě HD 189733b ; toto je první detekce organické sloučeniny na planetě mimo sluneční soustavu. Jeho původ není znám, protože vysoká teplota planety (700 °C) by normálně místo toho upřednostňovala tvorbu oxidu uhelnatého . Výzkum naznačuje, že meteoroidy narážející do atmosféry exoplanet by mohly přidat uhlovodíkové plyny, jako je metan, takže exoplanety vypadají, jako by byly obydleny životem, i když tomu tak není.
  • Mezihvězdné mraky
  • Atmosféry hvězd typu M.

Viz také

Reference

Další čtení