Atmosfär

Från Wikipedia
Hoppa till: navigering, sök
En bild av Jupiters atmosfär med den stora röda fläcken.
För andra betydelser, se Atmosfär (olika betydelser).

Atmosfären är ett lager av gaser som omger en himlakropp som har tillräcklig med massa för att dess gravitation ska kunna hålla den kvar under en längre tid.[1] Vissa planeter består mestadels av olika gaser. Med atmosfär avses då bara de yttre lagren, se gasjättar.

En stjärnatmosfär består av de yttre delarna av stjärnan, vanligen avses från den ogenomskinliga fotosfären och utåt. Stjärnor med jämförelsevis låg yttemperatur kan bilda molekyler i sin yttre atmosfär. Jordens atmosfär innehåller syre som de flesta levande organismerna andas samt koldioxid som används av växter, alger och cyanobakterier i fotosyntesen. Atmosfären skyddar också levande organismer från skador från solens ultravioletta strålning. Jordatmosfärens nuvarande sammansättning är ett resultat av biokemisk påverkan av uratmosfären under miljarder år.

Tryck[redigera | redigera wikitext]

Huvudartikel: Lufttryck

Lufttrycket är den kraft per yt-enhet som gasen anlägger mot den yta som omger den. Den bestäms av planetens gravitationskraft i kombination med den totala massan hos den kolonn av gas/luft som finns ovanför platsen. Enheten för lufttryck bygger på vad som internationellt anses vara en standardatmosfär, 1 atm=101 325 Pa (1 013,25 millibar).

Trycket från de atmosfäriska gaserna sjunker med stigande höjd då massan från kolonnen minskar över platsen. Den höjd vid vilken trycket har minskat med en faktor e (2,718281...) kallas för skalhöjd och betecknas H. För en atmosfär med en homogen temperatur är skalhöjden proportionell mot temperaturen och omvänt proportionell mot molekylmassan hos torr luft gånger planetens ytgravitation. Men då atmosfären inte har en homogen temperatur så är det mer komplext att exakt bestämma lufttrycket vid en given höjd.

Förluster[redigera | redigera wikitext]

Ytgravitationen, den kraft som håller kvar atmosfären, varierar kraftigt mellan olika planeter. För den stora planeten Jupiter är det möjligt att hålla kvar så lätta gaser som väte och helium som försvinner från planeter med lägre ytgravitation. En andra faktor är avståndet till solen. När molekylerna i atmosfären värms upp kan en del av dem nå hastigheter som är högre än planetens flykthastighet varvid molekylerna flödar ut i den omgivande rymden. De små och kalla Titan Triton och Pluto kan behålla sina atmosfärer trots sin låga gravitation. Interstellära planeter kan teoretiskt också behålla en tjock atmosfär.

Då gaser vid en given temperatur innehåller molekyler i ett brett spektrum av hastigheter finns det nästan alltid vissa förluster. Lättare molekyler rör sig fortare vid samma kinetiska energi varför gaser med lägre molekylvikt snabbare försvinner ut i rymden. Man tror att både Venus och Mars har förlorat sitt vatten när den ultravioletta strålningen spjälkats upp vattnet i syre och väte, varefter vätet har försvunnit från planeten. Jordens magnetfält hjälper till att förhindra detta då solvinden annars skulle förstärka dessa väteförluster. Under tre miljarder år kan jorden ha förlorat mycket av sin gas på grund av polarskenet, däribland två procent av det atmosfäriska syret.[2]

Sammansättning[redigera | redigera wikitext]

Atmosfäriska gaser sprider blått ljus bättre än andra våglängder vilket ger jorden en blå 'halo' när man ser den från rymden.

Atmosfärens ursprungliga sammansättning beror främst på solnebulosans temperatur och kemiska sammansättning när planeterna bildades samt de gaser som frigörs. Den ursprungliga atmosfären genomgick en utveckling under lång tid med olika parametrar för varje planet, med mycket skiftande resultat.

Venus och Mars atmosfärer består mestadels av koldioxid med mindre delar kväve, argon, syre samt spår av andra gaser.

Jordens atmosfärs sammansättning är i mycket ett resultat av det liv som finns här. Den består av 78,08% kväve, 20,95% syre, vattenånga (i genomsnitt omkring 0,247%, National Center for Atmospheric Research), 0,934% argon, 0,040% koldioxid och spår av väte, helium och andra ädelgaser.[3]

Den låga temperaturen hos gasjättarna Jupiter, Saturnus, Uranus och Neptunus möjliggör att de har en större andel gaser med låg molekylvikt. Dessa planeter har en atmosfär av väte och helium med spår av mer komplexa föreningar.

Två månar har en icke försumbar atmosfär: Titan, en måne till Saturnus och Triton en måne till Neptunus. Dessa atmosfärer består till stor del av kväve. Pluto har en atmosfär lik Tritons med kväve och metan, när den är nära solen. Denna fryser när Pluto kommer längre bort från solen.

Den atmosfäriska sammansättningen hos en exoplanet bestämdes första gången med hjälp av Hubble Space Telescope. HD 209458 b är en gasjätte med en omloppsbana som ligger nära en stjärna i stjärnbilden Pegasus. Atmosfären har en temperatur på över 1 000 K (700° C) och förlorar ständigt gas till den omgivande rymden. Man har observerat väte, syre, kol och svavel när atmosfären blåser bort.[4]

Struktur[redigera | redigera wikitext]

Jorden[redigera | redigera wikitext]

Huvudartikel: Jordens atmosfär

Jordens atmosfär består från ytan och uppåt av troposfären, stratosfären, mesosfären och termosfären som också inkluderar jonosfären, exosfären och magnetosfären. I varje lager ökar eller minskar temperaturen med höjden.

Tre fjärdedelar av atmosfären finns i troposfären och detta lager är på mellan 17 km (vid ekvatorn) och 7 km (vid polerna) tjockt. Ozonlagret som absorberar en stor del av den ultravioletta strålningen ligger främst i stratosfären på mellan 15-35 km's höjd. Karmanlinjen som ligger vid 100 km's höjd brukar betraktas som gränsen mellan jordens atmosfär och den yttre rymden. Exosfären kan dock sträcka sig från 500 till 10 000 km's höjd där den möter planetens magnetosfär.

Andra[redigera | redigera wikitext]

Andra himlakroppar som har en känd atmosfär

I vårt solsystem[redigera | redigera wikitext]

Utanför solsystemet[redigera | redigera wikitext]

Cirkulation[redigera | redigera wikitext]

Atmosfärens cirkulation beror på värmeskillnader, där konvektion är en effektivare värmetransportör än värmestrålning. På planeter där den främsta värmekällan är strålningen från solen, transporteras värmeöverskottet från tropikerna till svalare områden. På planeter där en större andel av värmet produceras inne i planeten, såsom Jupiter, sker värmetransporten genom konvektion från den inre delarna till ytan.

Referenser[redigera | redigera wikitext]

  1. ^ Ontario Science Centre website, Läst 17 juni 2009
  2. ^ Seki, K.; Elphic, R. C.; Hirahara, M.; Terasawa, T.; Mukai, T. (2001). ”On Atmospheric Loss of Oxygen Ions from Earth Through Magnetospheric Processes”. Science 291 (5510): ss. 1939–1941. doi:10.1126/science.1058913. PMID 11239148. http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/291/5510/1939. Läst 17 juni 2009. 
  3. ^ Nasa - Earth Fact Sheet
  4. ^ Weaver, D.; Villard, R. (2007-01-31). ”Hubble Probes Layer-cake Structure of Alien World's Atmosphere”. Hubble News Center. http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1991/12/text/. Läst 11 mars 2007. 
Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia

Externa länkar[redigera | redigera wikitext]