Hier auf der Erde neigen wir dazu, unsere Atmosphäre als selbstverständlich und nicht ohne Grund zu betrachten. Unsere Atmosphäre hat eine schöne Mischung aus Stickstoff und Sauerstoff (78% bzw. 21%) mit Spuren von Wasserdampf, Kohlendioxid und anderen gasförmigen Molekülen. Darüber hinaus genießen wir einen atmosphärischen Druck von 101,325 kPa, der sich auf eine Höhe von etwa 8,5 km erstreckt.
Kurz gesagt, unsere Atmosphäre ist reichlich und lebenserhaltend. Aber was ist mit den anderen Planeten des Sonnensystems? Wie stapeln sie sich in Bezug auf atmosphärische Zusammensetzung und Druck? Wir wissen, dass sie für Menschen nicht atmungsaktiv sind und das Leben nicht unterstützen können. Aber was ist der Unterschied zwischen diesen Fels- und Gaskugeln und unseren eigenen?
Für den Anfang sollte beachtet werden, dass jeder Planet im Sonnensystem eine Atmosphäre der einen oder anderen Art hat. Und diese reichen von unglaublich dünn und dünn (wie Merkurs „Exosphäre“) bis zu unglaublich dicht und kraftvoll - was bei allen Gasriesen der Fall ist. Und je nach Zusammensetzung des Planeten, ob es sich um einen terrestrischen oder einen Gas- / Eisriesen handelt, reichen die Gase, aus denen sich seine Atmosphäre zusammensetzt, entweder von Wasserstoff und Helium bis zu komplexeren Elementen wie Sauerstoff, Kohlendioxid, Ammoniak und Methan.
Quecksilberatmosphäre:
Quecksilber ist zu heiß und zu klein, um eine Atmosphäre aufrechtzuerhalten. Es hat jedoch eine schwache und variable Exosphäre, die aus Wasserstoff, Helium, Sauerstoff, Natrium, Calcium, Kalium und Wasserdampf besteht, mit einem kombinierten Druckniveau von etwa 10-14 bar (ein Billiardstel des atmosphärischen Drucks der Erde). Es wird angenommen, dass diese Exosphäre aus von der Sonne eingefangenen Partikeln, vulkanischer Ausgasung und Trümmern gebildet wurde, die durch Mikrometeoriteneinschläge in die Umlaufbahn geschleudert wurden.
Da es keine lebensfähige Atmosphäre gibt, kann Merkur die Wärme der Sonne nicht zurückhalten. Infolge dieser und seiner hohen Exzentrizität erfährt der Planet erhebliche Temperaturschwankungen. Während die der Sonne zugewandte Seite Temperaturen von bis zu 700 K (427 ° C) erreichen kann, fällt die Seite im Schatten auf 100 K (-173 ° C) ab.
Venus-Atmosphäre:
Oberflächenbeobachtungen der Venus waren in der Vergangenheit aufgrund ihrer extrem dichten Atmosphäre, die hauptsächlich aus Kohlendioxid mit einer geringen Menge Stickstoff besteht, schwierig. Bei 92 bar (9,2 MPa) beträgt die atmosphärische Masse das 93-fache der Erdatmosphäre und der Druck an der Planetenoberfläche etwa das 92-fache des Drucks an der Erdoberfläche.
Die Venus ist auch der heißeste Planet in unserem Sonnensystem mit einer mittleren Oberflächentemperatur von 735 K (462 ° C). Dies ist auf die CO²-reiche Atmosphäre zurückzuführen, die zusammen mit dicken Schwefeldioxidwolken den stärksten Treibhauseffekt im Sonnensystem erzeugt. Über der dichten CO²-Schicht streuen dicke Wolken, die hauptsächlich aus Schwefeldioxid und Schwefelsäuretröpfchen bestehen, etwa 90% des Sonnenlichts zurück in den Weltraum.
Ein weiteres häufiges Phänomen sind die starken Winde der Venus, die an den Wolkendecken Geschwindigkeiten von bis zu 85 m / s (300 km / h) erreichen und den Planeten alle vier bis fünf Erdentage umkreisen. Bei dieser Geschwindigkeit bewegen sich diese Winde bis zum 60-fachen der Rotationsgeschwindigkeit des Planeten, während die schnellsten Winde der Erde nur 10 bis 20% der Rotationsgeschwindigkeit des Planeten betragen.
Venus-Vorbeiflüge haben auch gezeigt, dass seine dichten Wolken ähnlich wie die Wolken auf der Erde Blitze erzeugen können. Ihr intermittierendes Auftreten weist auf ein Muster hin, das mit der Wetteraktivität verbunden ist, und die Blitzrate beträgt mindestens die Hälfte derjenigen auf der Erde.
Erdatmosphäre:
Die Erdatmosphäre, die aus Stickstoff, Sauerstoff, Wasserdampf, Kohlendioxid und anderen Spurengasen besteht, besteht ebenfalls aus fünf Schichten. Diese bestehen aus der Troposphäre, der Stratosphäre, der Mesosphäre, der Thermosphäre und der Exosphäre. In der Regel nehmen Luftdruck und Dichte ab, je höher man in die Atmosphäre gelangt und je weiter man von der Oberfläche entfernt ist.
Am nächsten an der Erde liegt die Troposphäre, die sich von 0 bis zwischen 12 km und 17 km über der Oberfläche erstreckt. Diese Schicht enthält ungefähr 80% der Masse der Erdatmosphäre, und auch hier befindet sich fast der gesamte atmosphärische Wasserdampf oder die Feuchtigkeit. Infolgedessen ist es die Schicht, in der das meiste Wetter auf der Erde stattfindet.
Die Stratosphäre erstreckt sich von der Troposphäre bis zu einer Höhe von 50 km. Diese Schicht erstreckt sich von der Spitze der Troposphäre bis zur Stratopause, die sich auf einer Höhe von etwa 50 bis 55 km befindet. In dieser Schicht der Atmosphäre befindet sich die Ozonschicht, der Teil der Erdatmosphäre, der relativ hohe Konzentrationen an Ozongas enthält.
Als nächstes folgt die Mesosphäre, die sich aus einer Entfernung von 50 bis 80 km über dem Meeresspiegel erstreckt. Es ist der kälteste Ort der Erde und hat eine Durchschnittstemperatur von etwa -85 ° C (-120 ° F; 190 K). Die Thermosphäre, die zweithöchste Schicht der Atmosphäre, erstreckt sich von einer Höhe von etwa 80 km bis zur Thermopause, die sich auf einer Höhe von 500 bis 1000 km befindet.
Der untere Teil der Thermosphäre, von 80 bis 550 Kilometer (50 bis 342 Meilen), enthält die Ionosphäre - die so genannt wird, weil hier in der Atmosphäre Partikel durch Sonnenstrahlung ionisiert werden. Diese Schicht ist völlig wolkenlos und frei von Wasserdampf. In dieser Höhe treten auch die als Aurora Borealis und Aurara Australis bekannten Phänomene auf.
Die Exosphäre, die äußerste Schicht der Erdatmosphäre, erstreckt sich von der Exobase - die sich oben auf der Thermosphäre in einer Höhe von etwa 700 km über dem Meeresspiegel befindet - bis zu etwa 10.000 km. Die Exosphäre verschmilzt mit der Leere des Weltraums und besteht hauptsächlich aus extrem geringen Dichten von Wasserstoff, Helium und mehreren schwereren Molekülen, einschließlich Stickstoff, Sauerstoff und Kohlendioxid
Die Exosphäre befindet sich zu weit über der Erde, als dass meteorologische Phänomene möglich wären. Die Aurora Borealis und Aurora Australis kommen jedoch manchmal im unteren Teil der Exosphäre vor, wo sie sich mit der Thermosphäre überlappen.
Die durchschnittliche Oberflächentemperatur auf der Erde beträgt ungefähr 14 ° C; aber wie bereits erwähnt, variiert dies. Zum Beispiel war die heißeste Temperatur, die jemals auf der Erde gemessen wurde, 70,7 ° C (159 ° F), die in der iranischen Lut-Wüste gemessen wurde. Währenddessen wurde die kälteste Temperatur, die jemals auf der Erde gemessen wurde, an der sowjetischen Wostok-Station auf dem Antarktischen Plateau gemessen und erreichte ein historisches Tief von -89,2 ° C (-129 ° F).
Marsatmosphäre:
Der Planet Mars hat eine sehr dünne Atmosphäre, die aus 96% Kohlendioxid, 1,93% Argon und 1,89% Stickstoff sowie Spuren von Sauerstoff und Wasser besteht. Die Atmosphäre ist ziemlich staubig und enthält Partikel mit einem Durchmesser von 1,5 Mikrometern, was dem Mars-Himmel von der Oberfläche aus eine gelbbraune Farbe verleiht. Der atmosphärische Druck des Mars liegt zwischen 0,4 und 0,87 kPa, was etwa 1% des Erddrucks auf Meereshöhe entspricht.
Aufgrund seiner dünnen Atmosphäre und seiner größeren Entfernung von der Sonne ist die Oberflächentemperatur des Mars viel kälter als die, die wir hier auf der Erde erleben. Die durchschnittliche Temperatur des Planeten beträgt -46 ° C (51 ° F), mit einem Tief von -143 ° C (-225,4 ° F) im Winter an den Polen und einem Hoch von 35 ° C (95 ° F) im Sommer und Mittag am Äquator.
Der Planet erlebt auch Staubstürme, die sich in kleine Tornados verwandeln können. Größere Staubstürme treten auf, wenn der Staub in die Atmosphäre geblasen wird und sich von der Sonne erwärmt. Die wärmere, mit Staub gefüllte Luft steigt auf und die Winde werden stärker, wodurch Stürme entstehen, die bis zu Tausenden von Kilometern breit sein können und monatelang anhalten. Wenn sie so groß werden, können sie tatsächlich den größten Teil der Oberfläche für die Sicht blockieren.
Spurenmengen von Methan wurden auch in der Marsatmosphäre mit einer geschätzten Konzentration von etwa 30 Teilen pro Milliarde (ppb) nachgewiesen. Es kommt in ausgedehnten Federn vor, und die Profile deuten darauf hin, dass das Methan aus bestimmten Regionen freigesetzt wurde - die erste befindet sich zwischen Isidis und Utopia Planitia (30 ° N 260 ° W) und die zweite in Arabia Terra (0 ° N 310 °) W).
Ammoniak wurde auch vorläufig auf dem Mars von der Mars Express Satellit, aber mit einer relativ kurzen Lebensdauer. Es ist nicht klar, was es produziert hat, aber vulkanische Aktivität wurde als mögliche Quelle vorgeschlagen.
Jupiters Atmosphäre:
Ähnlich wie die Erde erlebt Jupiter Auroren in der Nähe seines Nord- und Südpols. Aber auf Jupiter ist die Auroralaktivität viel intensiver und hört selten auf. Die intensive Strahlung, das Jupiter-Magnetfeld und die Fülle an Material von Ios Vulkanen, die mit der Jupiter-Ionosphäre reagieren, erzeugen eine Lichtshow, die wirklich spektakulär ist.
Jupiter erlebt auch heftige Wettermuster. Windgeschwindigkeiten von 100 m / s (360 km / h) sind in Zonenjets üblich und können bis zu 620 km / h (385 mph) erreichen. Stürme bilden sich innerhalb weniger Stunden und können über Nacht einen Durchmesser von Tausenden von Kilometern erreichen. Ein Sturm, der Große Rote Fleck, tobt seit mindestens dem späten 17. Jahrhundert. Der Sturm ist im Laufe seiner Geschichte geschrumpft und gewachsen. 2012 wurde jedoch vermutet, dass der riesige rote Fleck irgendwann verschwinden könnte.
Jupiter ist ständig mit Wolken bedeckt, die aus Ammoniakkristallen und möglicherweise Ammoniumhydrogensulfid bestehen. Diese Wolken befinden sich in der Tropopause und sind in Bändern unterschiedlicher Breiten angeordnet, die als „tropische Regionen“ bezeichnet werden. Die Wolkenschicht ist nur etwa 50 km tief und besteht aus mindestens zwei Wolkendecks: einem dicken Unterdeck und einem dünnen, klareren Bereich.
Es kann auch eine dünne Schicht von Wasserwolken unter der Ammoniakschicht sein, was durch Blitze in der Jupiteratmosphäre belegt wird, die durch die Polarität des Wassers verursacht werden und die für Blitze erforderliche Ladungstrennung erzeugen. Beobachtungen dieser elektrischen Entladungen zeigen, dass sie bis zu tausendmal so stark sein können wie die hier auf der Erde beobachteten.
Saturnatmosphäre:
Die äußere Atmosphäre des Saturn enthält 96,3 Vol .-% molekularen Wasserstoff und 3,25 Vol .-% Helium. Es ist auch bekannt, dass der Gasriese schwerere Elemente enthält, obwohl die Anteile dieser Elemente an Wasserstoff und Helium nicht bekannt sind. Es wird angenommen, dass sie der ursprünglichen Fülle aus der Bildung des Sonnensystems entsprechen würden.
Spurenmengen von Ammoniak, Acetylen, Ethan, Propan, Phosphin und Methan wurden auch in der Saturnatmosphäre nachgewiesen. Die oberen Wolken bestehen aus Ammoniakkristallen, während die unteren Wolken entweder aus Ammoniumhydrogensulfid (NH) bestehen4SH) oder Wasser. Ultraviolette Strahlung der Sonne verursacht eine Methanphotolyse in der oberen Atmosphäre, was zu einer Reihe chemischer Kohlenwasserstoffreaktionen führt, wobei die resultierenden Produkte durch Wirbel und Diffusion nach unten transportiert werden.
Die Saturnatmosphäre zeigt ein Streifenmuster ähnlich dem von Jupiter, aber die Saturnbänder sind in der Nähe des Äquators viel schwächer und breiter. Wie bei Jupiters Wolkenschichten sind sie in die oberen und unteren Schichten unterteilt, deren Zusammensetzung je nach Tiefe und Druck variiert. In den oberen Wolkenschichten bestehen die Wolken mit Temperaturen im Bereich von 100–160 K und Drücken zwischen 0,5–2 bar aus Ammoniak-Eis.
Wassereiswolken beginnen bei einem Druck von etwa 2,5 bar und reichen bis zu 9,5 bar, wo die Temperaturen zwischen 185 und 270 K liegen. In dieser Schicht befindet sich eine Bande aus Ammoniumhydrogensulfideis, die im Druckbereich von 3 bis 6 liegt bar mit Temperaturen von 290–235 K. Schließlich enthalten die unteren Schichten, in denen die Drücke zwischen 10–20 bar und die Temperaturen zwischen 270–330 K liegen, einen Bereich von Wassertröpfchen mit Ammoniak in einer wässrigen Lösung.
Gelegentlich weist die Saturnatmosphäre langlebige Ovale auf, ähnlich wie dies bei Jupiter häufig der Fall ist. Während Jupiter den Großen Roten Fleck hat, hat Saturn regelmäßig den sogenannten Großen Weißen Fleck (auch bekannt als Great White Oval). Dieses einzigartige, aber kurzlebige Phänomen tritt einmal im Saturnjahr, etwa alle 30 Erdjahre, um die Zeit der Sommersonnenwende auf der Nordhalbkugel auf.
Diese Flecken können mehrere tausend Kilometer breit sein und wurden 1876, 1903, 1933, 1960 und 1990 beobachtet. Seit 2010 wurde ein großes weißes Wolkenband namens Northern Electrostatic Disturbance beobachtet, das den Saturn umhüllt, der von entdeckt wurde die Cassini-Raumsonde. Wenn die periodische Natur dieser Stürme beibehalten wird, wird etwa 2020 eine weitere auftreten.
Die Winde auf dem Saturn sind nach Neptuns die zweitschnellsten unter den Planeten des Sonnensystems. Voyager-Daten zeigen Spitzenostwinde von 500 m / s (1800 km / h). Die Nord- und Südpole des Saturn haben ebenfalls Hinweise auf stürmisches Wetter gezeigt. Am Nordpol hat dies die Form eines hexagonalen Wellenmusters, während der Süden Hinweise auf einen massiven Jetstream zeigt.
Das anhaltende hexagonale Wellenmuster um den Nordpol wurde erstmals in der Voyager Bilder. Die Seiten des Sechsecks sind jeweils ungefähr 13.800 km lang (was länger als der Durchmesser der Erde ist) und die Struktur dreht sich mit einer Periode von 10h 39m 24s, was als gleich der Rotationsperiode von angenommen wird Saturns Inneres.
Der Südpolwirbel wurde inzwischen erstmals mit dem Hubble-Weltraumteleskop beobachtet. Diese Bilder zeigten das Vorhandensein eines Strahls an, jedoch keine hexagonale stehende Welle. Es wird geschätzt, dass diese Stürme Winde mit einer Geschwindigkeit von 550 km / h erzeugen, von vergleichbarer Größe wie die Erde sind und vermutlich seit Milliarden von Jahren andauern. Im Jahr 2006 beobachtete die Cassini-Raumsonde einen hurrikanartigen Sturm mit einem klar definierten Auge. Solche Stürme waren auf keinem anderen Planeten als der Erde beobachtet worden - auch nicht auf dem Jupiter.
Uranus-Atmosphäre:
Wie bei der Erde ist die Atmosphäre des Uranus je nach Temperatur und Druck in Schichten unterteilt. Wie die anderen Gasriesen hat der Planet keine feste Oberfläche, und Wissenschaftler definieren die Oberfläche als die Region, in der der atmosphärische Druck einen bar überschreitet (der Druck auf der Erde auf Meereshöhe). Alles, was für die Fernerkundung zugänglich ist und sich bis zu 300 km unterhalb des 1-bar-Niveaus erstreckt, wird auch als Atmosphäre betrachtet.
Anhand dieser Referenzpunkte kann die Uranus-Atmosphäre in drei Schichten unterteilt werden. Die erste ist die Troposphäre zwischen Höhen von -300 km unter der Oberfläche und 50 km über der Oberfläche, wo die Drücke zwischen 100 und 0,1 bar (10 MPa bis 10 kPa) liegen. Die zweite Schicht ist die Stratosphäre, die zwischen 50 und 4000 km reicht und Drücken zwischen 0,1 und 10 ausgesetzt ist-10 bar (10 kPa bis 10 uPa).
Die Troposphäre ist die dichteste Schicht in der Uranus-Atmosphäre. Hier reicht die Temperatur von 320 K (46,85 ° C) an der Basis (-300 km) bis 53 K (-220 ° C) bei 50 km, wobei der obere Bereich der kälteste ist im Sonnensystem. Die Tropopausenregion ist für die überwiegende Mehrheit der thermischen Infrarotemissionen von Uranus verantwortlich und bestimmt somit die effektive Temperatur von 59,1 ± 0,3 K.
Innerhalb der Troposphäre befinden sich Wolkenschichten - Wasserwolken mit dem niedrigsten Druck und darüber Ammoniumhydrogensulfidwolken. Als nächstes kommen Ammoniak- und Schwefelwasserstoffwolken. Schließlich lagen dünne Methanwolken auf der Oberseite.
In der Stratosphäre reichen die Temperaturen von 53 K (-220 ° C / -364 ° F) im oberen Bereich bis zwischen 800 und 850 K (527 - 577 ° C / 980 - 1070 ° F) am Boden der Thermosphäre. vor allem dank der durch Sonneneinstrahlung verursachten Erwärmung. Die Stratosphäre enthält Ethansmog, der zum trüben Aussehen des Planeten beitragen kann. Acetylen und Methan sind ebenfalls vorhanden, und diese Trübungen tragen zur Erwärmung der Stratosphäre bei.
Die äußerste Schicht, die Thermosphäre und die Korona, erstrecken sich von 4.000 km bis zu 50.000 km von der Oberfläche. Diese Region hat eine einheitliche Temperatur von 800-850 (577 ° C), obwohl die Wissenschaftler sich über den Grund nicht sicher sind. Da die Entfernung zu Uranus von der Sonne so groß ist, kann die Menge des absorbierten Sonnenlichts nicht die Hauptursache sein.
Wie Jupiter und Saturn folgt auch Uranus 'Wetter einem ähnlichen Muster, bei dem Systeme in Bänder aufgeteilt werden, die sich um den Planeten drehen und von innerer Wärme angetrieben werden, die in die obere Atmosphäre aufsteigt. Infolgedessen können Winde auf Uranus bis zu 900 km / h erreichen und massive Stürme erzeugen, wie sie 2012 vom Hubble-Weltraumteleskop entdeckt wurden. Ähnlich wie Jupiters großer roter Fleck war dieser „dunkle Fleck“ ein Riese Wolkenwirbel mit einer Größe von 1.700 mal 3.000 Kilometern (1.100 Meilen mal 1.900 Meilen).
Neptuns Atmosphäre:
In großen Höhen besteht die Atmosphäre von Neptun zu 80% aus Wasserstoff und zu 19% aus Helium mit einer Spurenmenge Methan. Wie bei Uranus ist diese Absorption von rotem Licht durch das atmosphärische Methan Teil dessen, was Neptun seinen blauen Farbton verleiht, obwohl Neptuns dunkler und lebendiger ist. Da der atmosphärische Methangehalt von Neptun dem von Uranus ähnlich ist, wird angenommen, dass ein unbekannter Bestandteil zu Neptuns intensiverer Färbung beiträgt.
Die Atmosphäre von Neptun ist in zwei Hauptregionen unterteilt: die untere Troposphäre (wo die Temperatur mit der Höhe abnimmt) und die Stratosphäre (wo die Temperatur mit der Höhe steigt). Die Grenze zwischen beiden, die Tropopause, liegt bei einem Druck von 0,1 bar (10 kPa). Die Stratosphäre weicht dann bei einem Druck von weniger als 10 der Thermosphäre-5 bis 10-4 Mikrobars (1 bis 10 Pa), die allmählich in die Exosphäre übergehen.
Die Spektren von Neptun legen nahe, dass die untere Stratosphäre aufgrund der Kondensation von Produkten, die durch die Wechselwirkung von ultravioletter Strahlung und Methan (d. H. Photolyse) verursacht wird und Verbindungen wie Ethan und Ethin erzeugt, trüb ist. In der Stratosphäre befinden sich auch Spuren von Kohlenmonoxid und Cyanwasserstoff, die dafür verantwortlich sind, dass die Stratosphäre von Neptun wärmer ist als die von Uranus.
Aus unbekannten Gründen herrscht in der Thermosphäre des Planeten ungewöhnlich hohe Temperaturen von etwa 750 K (476,85 ° C). Der Planet ist zu weit von der Sonne entfernt, als dass diese Wärme durch ultraviolette Strahlung erzeugt werden könnte. Dies bedeutet, dass ein weiterer Heizmechanismus beteiligt ist - dies könnte die Wechselwirkung der Atmosphäre mit Ionen im Magnetfeld des Planeten oder Gravitationswellen aus dem Inneren des Planeten sein, die sich dort auflösen Atmosphäre.
Da Neptun kein fester Körper ist, wird seine Atmosphäre unterschiedlich gedreht. Die breite äquatoriale Zone dreht sich mit einer Zeitspanne von etwa 18 Stunden, was langsamer ist als die 16,1-stündige Drehung des Magnetfelds des Planeten. Im Gegensatz dazu gilt das Gegenteil für die Polarregionen, in denen die Rotationsdauer 12 Stunden beträgt.
Diese unterschiedliche Rotation ist die stärkste aller Planeten im Sonnensystem und führt zu starker Windscherung in Breitenrichtung und heftigen Stürmen. Die drei beeindruckendsten wurden alle 1989 von der Raumsonde Voyager 2 entdeckt und dann nach ihrem Aussehen benannt.
Der erste, der entdeckt wurde, war ein massiver antizyklonischer Sturm mit einer Größe von 13.000 x 6.600 km, der dem Großen Roten Fleck des Jupiter ähnelte. Bekannt als der Große Dunkle Fleck, wurde dieser Sturm fünf Jahre später (2. November 1994) nicht entdeckt, als das Hubble-Weltraumteleskop danach suchte. Stattdessen wurde auf der Nordhalbkugel des Planeten ein neuer Sturm gefunden, dessen Aussehen sehr ähnlich war, was darauf hindeutet, dass diese Stürme eine kürzere Lebensdauer haben als die von Jupiter.
Der Scooter ist ein weiterer Sturm, eine weiße Wolkengruppe, die sich weiter südlich als der Große Dunkle Fleck befindet - ein Spitzname, der erstmals in den Monaten vor dem Voyager 2 Begegnung im Jahr 1989. Der kleine dunkle Fleck, ein südlicher Zyklonsturm, war der zweitintensivste Sturm, der während der Begegnung im Jahr 1989 beobachtet wurde. Es war anfangs völlig dunkel; aber Voyager 2 näherte sich dem Planeten, entwickelte sich ein heller Kern, der in den meisten Bildern mit der höchsten Auflösung zu sehen war.
Insgesamt haben die Planeten unseres Sonnensystems alle eine Art Atmosphäre. Und im Vergleich zu der relativ milden und dicken Atmosphäre der Erde bewegen sie sich zwischen sehr sehr dünn bis sehr sehr dicht. Ihre Temperaturen reichen von extrem heiß (wie auf der Venus) bis extrem eiskalt.
Und wenn es um Wettersysteme geht, können die Dinge ebenso extrem sein, da der Planet entweder überhaupt Wetter hat oder intensive Zyklon- und Staubstürme, die Stürme hier auf der Erde beschämen. Und während einige dem Leben, wie wir es kennen, völlig feindlich gegenüberstehen, können andere mit ihnen arbeiten.
Wir haben viele interessante Artikel über die Planetenatmosphäre hier im Space Magazine. Zum Beispiel ist er Was ist die Atmosphäre? Und Artikel über die Atmosphäre von Merkur, Venus, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun.
Weitere Informationen zu Atmosphären finden Sie auf den Seiten der NASA zu den atmosphärischen Schichten der Erde, dem Kohlenstoffkreislauf und den Unterschieden der Erdatmosphäre zum Weltraum.
Astronomy Cast hat eine Episode über die Quelle der Atmosphäre.
