Šeit, uz Zemes, mēs mēdzam uztvert savu atmosfēru kā pašsaprotamu, un ne bez pamata. Mūsu atmosfērā ir jauks slāpekļa un skābekļa sajaukums (attiecīgi 78% un 21%) ar nelielu daudzumu ūdens tvaiku, oglekļa dioksīda un citām gāzveida molekulām. Turklāt mēs izbaudam atmosfēras spiedienu 101,325 kPa, kas sniedzas līdz aptuveni 8,5 km augstumam.
Īsāk sakot, mūsu atmosfēra ir bagātīga un dzīvību uzturoša. Bet kā ir ar citām Saules sistēmas planētām? Kā viņi sakārtojas atmosfēras sastāva un spiediena ziņā? Patiesībā mēs zinām, ka cilvēki tos nevar elpot un nevar uzturēt dzīvību. Bet tikai ar to, kāda ir atšķirība starp šīm akmens un gāzes bumbiņām un mūsu pašu?
Iesācējiem jāatzīmē, ka uz katras Saules sistēmas planētas ir tāda veida atmosfēra. Un tie svārstās no neticami plāniem un smalkiem (piemēram, Merkūra “eksosfēra”) līdz neticami blīviem un spēcīgiem - tas ir visiem gāzes gigantu gadījumiem. Un atkarībā no planētas sastāva, neatkarīgi no tā, vai tas ir sauszemes vai gāzes / ledus gigants, gāzes, kas veido tās atmosfēru, svārstās no ūdeņraža un hēlija līdz sarežģītākiem elementiem, piemēram, skābeklim, oglekļa dioksīdam, amonjakam un metānam.
Dzīvsudraba atmosfēra:
Dzīvsudrabs ir pārāk karsts un pārāk mazs, lai saglabātu atmosfēru. Tomēr tai ir sīka un mainīga eksosfēra, ko veido ūdeņradis, hēlijs, skābeklis, nātrijs, kalcijs, kālijs un ūdens tvaiki ar kopējo spiediena līmeni aptuveni 10-14 bāri (viena kvadriljondaļa Zemes atmosfēras spiediena). Tiek uzskatīts, ka šī eksosfēra tika veidota no daļiņām, kuras tika sagūstītas no Saules, vulkāna izplūdes un gružiem, kurus mikrometeorīta triecieni izraisīja orbītā.
Tā kā Merkuram trūkst dzīvotspējīgas atmosfēras, Merkūram nav iespējas saglabāt siltumu no Saules. Šīs un tās lielā ekscentriskuma rezultātā planētai ir ievērojamas temperatūras svārstības. Tā kā puse, kas ir vērsta pret Sauli, var sasniegt temperatūru līdz 700 K (427 ° C), bet puse ēnā pazeminās līdz 100 K (-173 ° C).
Venēras atmosfēra:
Venēras virsmas novērojumi iepriekš ir bijuši sarežģīti, pateicoties tās ārkārtīgi blīvajai atmosfērai, kuru galvenokārt veido oglekļa dioksīds ar nelielu slāpekļa daudzumu. Pie 92 bar (9,2 MPa) atmosfēras masa ir 93 reizes lielāka nekā Zemes atmosfērai, un spiediens uz planētas virsmas ir aptuveni 92 reizes lielāks nekā uz Zemes.
Venēra ir arī karstākā planēta mūsu Saules sistēmā ar vidējo virsmas temperatūru 735 K (462 ° C / 863.6 ° F). Tas ir saistīts ar atmosfēru, kas bagāta ar CO2, kas kopā ar bieziem sēra dioksīda mākoņiem rada visspēcīgāko siltumnīcas efektu Saules sistēmā. Virs blīvā CO 2 slāņa biezi mākoņi, kas galvenokārt sastāv no sēra dioksīda un sērskābes pilieniem, izkliedē apmēram 90% no saules gaismas kosmosā.
Vēl viena izplatīta parādība ir spēcīgs Venēras vējš, kas mākoņu galotnēs sasniedz ātrumu līdz 85 m / s (300 km / h; 186,4 mph) un ap katru planētu ap četrām līdz piecām Zemes apriņķo planētu. Šādā ātrumā šie vēji līdz 60 reizes pārsniedz planētas griešanās ātrumu, turpretī visātrākais Zemes vējš ir tikai 10-20% no planētas griešanās ātruma.
Venēras flybys ir arī norādījušas, ka tās blīvie mākoņi spēj radīt zibens, līdzīgi kā mākoņi uz Zemes. To periodiskais izskats norāda uz modeli, kas saistīts ar laika apstākļu aktivitātēm, un zibens ātrums ir vismaz uz pusi mazāks nekā uz Zemes.
Zemes atmosfēra:
Zemes atmosfēra, ko veido slāpeklis, skābeklis, ūdens tvaiki, oglekļa dioksīds un citas gāzveida pēdas, arī sastāv no pieciem slāņiem. Tie sastāv no troposfēras, Stratosfēras, Mezosfēras, Termosfēras un Eksosfēras. Parasti gaisa spiediens un blīvums samazinās, jo augstāks nonāk atmosfērā, un tālākais ir no virsmas.
Vistuvāk Zemei ir Troposfēra, kas stiepjas no 0 līdz 12 km līdz 17 km (0 līdz 7 un 10,56 jūdzes) virs virsmas. Šis slānis satur aptuveni 80% no Zemes atmosfēras masas, un gandrīz visi atmosfēras ūdens tvaiki vai mitrums ir atrodami arī šeit. Rezultātā tas ir slānis, kurā notiek lielākā daļa Zemes laika apstākļu.
Stratosfēra sniedzas no Troposfēras līdz 50 km (31 jūdzes) augstumam. Šis slānis stiepjas no troposfēras augšdaļas līdz stratopauzei, kas atrodas aptuveni 50 līdz 55 km (31 līdz 34 jūdzes) augstumā. Šajā atmosfēras slānī dzīvo ozona slānis, kas ir Zemes atmosfēras daļa, kurā ir salīdzinoši augstas ozona gāzes koncentrācijas.
Nākamais ir mezosfēra, kas sniedzas no 50 līdz 80 km (31 līdz 50 jūdzes) attālumā virs jūras līmeņa. Tā ir aukstākā vieta uz Zemes, un tās vidējā temperatūra ir aptuveni -85 ° C (-120 ° F; 190 K). Termosfēra, kas ir otrs atmosfēras slānis, stiepjas no aptuveni 80 km (50 jūdzes) augstuma līdz termopauzei, kas atrodas 500–1000 km (310–620 jūdzes) augstumā.
Termosfēras lejasdaļā, no 80 līdz 550 kilometriem (50 līdz 342 jūdzes), atrodas jonosfēra - tā nosaukta tāpēc, ka tieši atmosfērā daļiņas tiek jonizētas ar saules starojumu. Šis slānis ir pilnīgi bez mākoņa un bez ūdens tvaikiem. Tāpat šajā augstumā notiek parādības, kas pazīstamas kā Aurora Borealis un Aurara Australis.
Eksosfēra, kas ir Zemes atmosfēras visattālākais slānis, stiepjas no eksobiāzes - kas atrodas termosfēras augšpusē aptuveni 700 km virs jūras līmeņa - līdz aptuveni 10 000 km (6200 jūdzes). Exosfēra saplūst ar kosmosa tukšumu, un to galvenokārt veido ārkārtīgi zems ūdeņraža, hēlija blīvums un vairākas smagākas molekulas, ieskaitot slāpekli, skābekli un oglekļa dioksīdu
Eksosfēra atrodas pārāk tālu virs Zemes, lai būtu iespējamas jebkādas meteoroloģiskas parādības. Tomēr Aurora Borealis un Aurora Australis dažreiz rodas eksosfēras apakšējā daļā, kur tie pārklājas ar termosfēru.
Vidējā virsmas temperatūra uz Zemes ir aptuveni 14 ° C; bet kā jau minēts, tas atšķiras. Piemēram, karstākā temperatūra, kāda jebkad reģistrēta uz Zemes, bija 70,7 ° C (159 ° F), kas tika uzņemta Irānas Lut tuksnesī. Tikmēr aukstākā jebkad reģistrētā temperatūra uz Zemes tika mērīta Padomju Vostokas stacijā Antarktikas plato, sasniedzot vēsturiski zemāko temperatūru -89,2 ° C (-129 ° F).
Marsa atmosfēra:
Planētas Marsā ir ļoti plāna atmosfēra, ko veido 96% oglekļa dioksīda, 1,93% argona un 1,89% slāpekļa, kā arī skābekļa un ūdens pēdas. Atmosfēra ir diezgan putekļaina, un tajā ir daļiņas, kuru diametrs ir 1,5 mikrometri, un tas Marsa debesīm piešķir toņaino krāsu, kad tās redzamas no virsmas. Marsa atmosfēras spiediens svārstās no 0,4 līdz 0,87 kPa, kas ir ekvivalents aptuveni 1% Zemes jūras līmeņa.
Plānās atmosfēras un lielākā attāluma no Saules dēļ Marsa virsmas temperatūra ir daudz aukstāka nekā tā, ko mēs piedzīvojam šeit uz Zemes. Planētas vidējā temperatūra ir -46 ° C (51 ° F), ar zemāko -143 ° C (-225.4 ° F) ziemā pie poliem un augstāko līdz 35 ° C (95 ° F) vasarā un pusdienlaiks pie ekvatora.
Planēta piedzīvo arī putekļu vētru, kas var pārvērsties par to, kas atgādina mazus viesuļvētrus. Lielākas putekļu vētras rodas, kad putekļi tiek iepūsti atmosfērā un sasilst no Saules. Siltāks, ar putekļiem piepildīts gaiss paaugstinās, un vēji kļūst stiprāki, radot vētras, kuru platums var sasniegt tūkstošiem kilometru un kas ilgst mēnešus vienlaikus. Kad viņi kļūst tik lieli, viņi faktiski var bloķēt lielāko daļu virsmas no skata.
Marsa atmosfērā ir atklāti arī nedaudz metāna daudzumi, kur paredzamā koncentrācija ir aptuveni 30 daļas uz miljardu (ppb). Tas sastopams paplašinātos slāņos, un profili norāda, ka metāns izdalījās no īpašiem reģioniem - pirmais no tiem atrodas starp Isidis un Utopia Planitia (30 ° N 260 ° W) un otrais Arābijas Terra (0 ° N 310 °). W).
Amoniju provizoriski arī Marsā atklāja Mars Express satelīts, bet ar salīdzinoši īsu kalpošanas laiku. Nav skaidrs, kas to radījis, taču kā iespējamais avots ir ierosināta vulkāniskā aktivitāte.
Jupitera atmosfēra:
Līdzīgi kā Zeme, Jupiters piedzīvo auroras netālu no ziemeļu un dienvidu poliem. Bet uz Jupitera auroral aktivitāte ir daudz intensīvāka un reti kad apstājas. Intensīvs starojums, Jupitera magnētiskais lauks un materiāla pārpilnība no Io vulkāniem, kas reaģē ar Jupitera jonosfēru, rada patiesi iespaidīgu gaismas šovu.
Jupiters arī piedzīvo vardarbīgus laika apstākļus. Vēja ātrums 100 m / s (360 km / h) ir izplatīts zonālajās strūklās un var sasniegt pat 620 km / h (385 mph). Vētras veidojas dažu stundu laikā un vienas nakts laikā var kļūt tūkstošiem km diametrā. Viena vētra - Lielā Sarkanā plankums - plosās vismaz vismaz 1600. gadu beigās. Vētra visā tās vēsturē sarūk un paplašinās; bet 2012. gadā tika ierosināts, ka Giant Red Spot galu galā varētu pazust.
Jupiters vienmēr ir pārklāts ar mākoņiem, kas sastāv no amonjaka kristāliem un, iespējams, amonija hidrosulfīda. Šie mākoņi atrodas tropopauzē un ir sakārtoti dažāda platuma joslās, kas pazīstamas kā “tropiskie reģioni”. Mākoņu slānis ir tikai apmēram 50 km (31 jūdzes) dziļš un sastāv no vismaz diviem mākoņu klājiem: bieza apakšējā klāja un plāna skaidrāka reģiona.
Zem amonjaka slāņa var būt arī plāns ūdens mākoņu slānis, par ko liecina Jupitera atmosfērā atklātie zibens uzliesmojumi, ko varētu izraisīt ūdens polaritāte, kas rada zibens vajadzībām nepieciešamo lādiņu atdalīšanu. Šo elektrisko izlādi novērojumi norāda, ka tie var būt pat tūkstoš reižu jaudīgāki nekā tie, kas novēroti šeit uz Zemes.
Saturna atmosfēra:
Saturna ārējā atmosfērā pēc tilpuma ir 96,3% molekulārā ūdeņraža un 3,25% hēlija. Ir zināms, ka gāzes gigants satur arī smagākus elementus, lai gan nav zināmas to proporcijas attiecībā pret ūdeņradi un hēliju. Tiek pieņemts, ka tie sakristu ar pirmatnējo pārpilnību no Saules sistēmas veidošanās.
Saturna atmosfērā ir atklāts neliels daudzums amonjaka, acetilēna, etāna, propāna, fosfīna un metāna. Augšējos mākoņus veido amonjaka kristāli, savukārt zemākā līmeņa mākoņus veido vai nu amonija hidrosulfīds (NH4SH) vai ūdens. Saules ultravioletais starojums izraisa metāna fotolīzi atmosfēras augšējā daļā, izraisot virkni ogļūdeņražu ķīmisku reakciju, un iegūtie produkti tiek virzīti uz leju ar virpuļiem un difūziju.
Saturna atmosfērā ir attēlots lentveida raksts, kas līdzīgs Jupiteram, bet Saturna joslas ir daudz gaišākas un platākas netālu no ekvatora. Tāpat kā Jupitera mākoņu slāņos, tie tiek sadalīti augšējā un apakšējā slānī, kuru sastāvs atšķiras atkarībā no dziļuma un spiediena. Mākoņu augšējos slāņos ar temperatūru diapazonā no 100 līdz 160 K un spiedienu no 0,5 līdz 2 bāriem mākoņi sastāv no amonjaka ledus.
Ūdens ledus mākoņi sākas līmenī, kurā spiediens ir aptuveni 2,5 bāri, un sniedzas līdz 9,5 bāriem, kur temperatūra svārstās no 185 līdz 270 K. Šajā slānī ir sajaukts amonija hidrosulfīda ledus josla, kas atrodas 3–6 spiediena diapazonā. bārs ar temperatūru 290–235 K. Visbeidzot, apakšējie slāņi, kur spiediens ir no 10 līdz 20 bāriem un temperatūra ir no 270 līdz 330 K, satur ūdens pilienu reģionu ar amonjaku ūdens šķīdumā.
Dažkārt Saturna atmosfērā ir redzami ilgstoši ovāli, līdzīgi tam, ko parasti novēro Jupiterā. Kamēr Jupiteram ir lielais sarkanais plankums, Saturnam periodiski ir tā sauktais Lielais baltais plankums (aka. Lielais baltais ovāls). Šī unikālā, bet īslaicīgā parādība notiek vienu reizi Saturna gadā, aptuveni ik pēc 30 Zemes gadiem, ap ziemeļu puslodes vasaras saulgriežu laiku.
Šie plankumi var būt vairāku tūkstošu kilometru platumā, un tie tika novēroti 1876., 1903., 1933., 1960. un 1990. gadā. Kopš 2010. gada ir novērota plaša baltu mākoņu josla, ko sauc par ziemeļu elektrostatisko traucējumu, apņemot Saturnu, kuru pamanīja kosmosa zonde Cassini. Ja saglabāsies šo vētru periodiskums, aptuveni 2020. gadā notiks vēl viena.
Vējš uz Saturna ir otrais ātrākais starp Saules sistēmas planētām pēc Neptūna. Voyager dati norāda, ka maksimālais rietumu vējš ir 500 m / s (1800 km / h). Saturna ziemeļu un dienvidu stabi ir parādījuši arī vētrainus laika apstākļus. Ziemeļpolā tas notiek sešstūra viļņu formā, turpretī dienvidos ir redzama masīva strūklas plūsma.
Noturīgais sešstūra viļņu modelis ap ziemeļpolu pirmo reizi tika pamanīts Voyager attēlus. Sešstūra malas ir apmēram 13 800 km (8600 jūdzes) garas (kas ir garākas par Zemes diametru), un konstrukcija griežas ar laiku 10h 39m 24s, kas tiek uzskatīts par vienādu ar rotācijas periodu. Saturna interjers.
Tikmēr dienvidu pola virpulis pirmo reizi tika novērots, izmantojot Habla kosmisko teleskopu. Šie attēli norādīja uz strūklas plūsmas klātbūtni, bet ne uz sešstūra stāvošu vilni. Tiek lēsts, ka šīs vētras rada vēju ar ātrumu 550 km / h, pēc lieluma ir salīdzināmas ar Zemi, un domājams, ka tās notiek jau miljardiem gadu. Cassini kosmosa zonde 2006. gadā novēroja viesuļvētrai līdzīgu vētru, kurai bija skaidri noteikta acs. Šādas vētras nebija novērotas uz nevienas citas planētas, izņemot Zemi, pat uz Jupitera.
Urāna atmosfēra:
Tāpat kā Zeme, arī Urāna atmosfēra tiek sadalīta slāņos atkarībā no temperatūras un spiediena. Tāpat kā citiem gāzes milžiem, planētai nav stingras virsmas, un zinātnieki to definē kā reģionu, kurā atmosfēras spiediens pārsniedz vienu baru (spiediens, kas uz Zemes atrodams jūras līmenī). Par atmosfēru tiek uzskatīts arī viss, kas pieejams attālās uzrādes iespējām - kas ir aptuveni 300 km zem 1 bar līmeņa.
Izmantojot šos atsauces punktus, Urāna atmosfēru var sadalīt trīs slāņos. Pirmais ir troposfēra, kas atrodas starp augstumu -300 km zem virsmas un 50 km virs tā, kur spiediens svārstās no 100 līdz 0,1 bar (10 MPa līdz 10 kPa). Otrais slānis ir stratosfēra, kas sasniedz no 50 līdz 4000 km un rada spiedienu no 0,1 līdz 10-10 josla (no 10 kPa līdz 10 µPa).
Troposfēra ir blīvākais slānis Urāna atmosfērā. Šeit temperatūra svārstās no 320 K (46,85 ° C / 116 ° F) pie pamatnes (-300 km) līdz 53 K (-220 ° C / -364 ° F) 50 km attālumā, un augšējais reģions ir aukstākais Saules sistēmā. Tropopauzes reģions ir atbildīgs par lielāko Urāna siltuma infrasarkano starojumu, tādējādi nosakot tā efektīvo temperatūru 59,1 ± 0,3 K.
Troposfērā ir mākoņu slāņi - ūdens mākoņi ar zemāko spiedienu, virs tiem ir amonija hidrosulfīda mākoņi. Nākamie nāk amonjaka un sērūdeņraža mākoņi. Visbeidzot, virsū gulēja plāni metāna mākoņi.
Stratosfērā temperatūra svārstās no 53 K (-220 ° C / -364 ° F) augšējā līmenī līdz 800 līdz 850 K (527 - 577 ° C / 980 - 1070 ° F) termosfēras pamatnē, lielā mērā pateicoties apkurei, ko izraisa saules starojums. Stratosfērā ir etāna smogs, kas var veicināt planētas blāvo izskatu. Ir arī acetilēns un metāns, un šie miglājumi palīdz sildīt stratosfēru.
Ārējais slānis, termosfēra un korona, sniedzas no 4000 km līdz pat 50 000 km no virsmas. Šajā reģionā ir vienota temperatūra 800-850 (577 ° C / 1070 ° F), lai gan zinātnieki nav pārliecināti par iemeslu. Tā kā attālums no Urāna no Saules ir tik liels, absorbētais saules gaismas daudzums nevar būt galvenais iemesls.
Tāpat kā Jupiters un Saturns, arī Urāna laika apstākļi notiek līdzīgi, kad sistēmas tiek sadalītas joslās, kas griežas ap planētu un kuras virza iekšējais karstums, kas paceļas atmosfēras augšējā daļā. Rezultātā vējš Urānā var sasniegt pat 900 km / h (560 jūdzes stundā), radot milzīgas vētras, piemēram, tās, kuras 2012. gadā novēroja Habla kosmiskais teleskops. Līdzīgi kā Jupitera Lielajā sarkanajā vietā, šis “Tumšais plankums” bija milzis mākoņu virpulis, kas mērīja 1700 kilometrus ar 3000 kilometriem (1100 jūdzes ar 1900 jūdzēm).
Neptūna atmosfēra:
Lielos augstumos Neptūna atmosfērā ir 80% ūdeņraža un 19% hēlija ar nelielu daudzumu metāna. Tāpat kā Urāns, arī šī atmosfēras metāna sarkanās gaismas absorbcija ir daļa no tā, kas Neptūnam piešķir zilo nokrāsu, lai gan Neptūna ir tumšāks un spilgtāks. Tā kā Neptūna atmosfēras metāna saturs ir līdzīgs urāna saturam, domājams, ka kāda nezināma sastāvdaļa veicina Neptūna intensīvāku krāsošanu.
Neptūna atmosfēra ir sadalīta divos galvenajos reģionos: apakšējā troposfēra (kur temperatūra pazeminās līdz ar augstumu) un stratosfēra (kur temperatūra palielinās līdz ar augstumu). Robeža starp abiem, tropopause, atrodas ar spiedienu 0,1 bar (10 kPa). Pēc tam stratosfēra dod ceļu uz termosfēru ar spiedienu, kas mazāks par 10-5 līdz 10-4 mikrobāri (no 1 līdz 10 Pa), kas pakāpeniski pāriet uz eksosfēru.
Neptūna spektri liecina, ka tā apakšējā stratosfēra ir miglaina produktu kondensācijas dēļ, ko izraisa ultravioletā starojuma un metāna mijiedarbība (t.i., fotolīze), kas rada tādus savienojumus kā etāns un etiēns. Stratosfērā ir atrodami arī oglekļa monoksīda un ciānūdeņraža daudzumi, kas ir atbildīgi par to, ka Neptūna stratosfēra ir siltāka nekā Urāna.
Neskaidru iemeslu dēļ planētas termosfērā ir neparasti augsta temperatūra - aptuveni 750 K (476,85 ° C / 890 ° F). Planēta atrodas pārāk tālu no Saules, lai šo siltumu varētu radīt ultravioletais starojums, kas nozīmē, ka ir iesaistīts vēl viens sildīšanas mehānisms - tā varētu būt atmosfēras mijiedarbība ar joniem planētas magnētiskajā laukā vai gravitācijas viļņi no planētas iekšpuses, kas izkliedējas atmosfēra.
Tā kā Neptūns nav ciets ķermenis, tā atmosfērā notiek atšķirīga rotācija. Plašā ekvatorālā zona rotē ar apmēram 18 stundu periodu, kas ir lēnāk nekā planētas magnētiskā lauka rotācija 16,1 stundu laikā. Turpretī pretēji ir taisnība polārajos reģionos, kur rotācijas periods ir 12 stundas.
Šī diferenciālā griešanās ir visizteiktākā no visām Saules sistēmas planētām, un tā izraisa spēcīgu vēja griezumu platumā un spēcīgas vētras. Visus trīs iespaidīgākos 1989. gadā pamanīja Voyager 2 kosmosa zonde, un pēc tam viņi tika nosaukti, pamatojoties uz viņu izskatu.
Pirmais, kas tika pamanīts, bija masīva anticikloniska vētra, kuras izmēri bija 13 000 x 6 600 km un kas atgādināja Jupitera Lielo sarkano plankumu. Zināma kā Lielā Tumšā plankuma, šī vētra netika pamanīta piecus vēlāk (1994. gada 2. novembrī), kad Habla kosmiskais teleskops to meklēja. Tā vietā planētas ziemeļu puslodē tika atrasta jauna vētra, kas pēc izskata bija ļoti līdzīga, kas liek domāt, ka šīm vētrām ir īsāks mūža ilgums nekā Jupiteram.
Motorollers ir vēl viena vētra - balto mākoņu grupa, kas atrodas tālāk uz dienvidiem nekā Lielā Tumšā Spot - segvārds, kas pirmo reizi radās mēnešos pirms Voyager 2 sastapšanās 1989. gadā. Dienvidu cikloniskā vētra Small Dark Spot bija otrā intensīvākā vētra, kas novērota 1989. gada sastapšanās laikā. Sākumā bija pilnīgi tumšs; bet kā Voyager 2 tuvojās planētai, izveidojās gaišs kodols, un to varēja redzēt lielākajā daļā visaugstākās izšķirtspējas attēlu.
Rezumējot, mūsu Saules sistēmas planētām ir sava veida atmosfēra. Un, salīdzinot ar Zemes relatīvi mierīgo un biezo atmosfēru, tie izstaro diapazonu no ļoti ļoti plāna līdz ļoti blīvam. Tie svārstās arī temperatūrā no īpaši karsta (piemēram, uz Venēras) līdz ārkārtīgi sasalšanas aukstumam.
Un, runājot par laikapstākļu sistēmām, lietas var būt tikpat galējas kā ar planētas lielgabaliem, vai nu vispār ar laikapstākļiem, vai ar intensīvām cikloniskām un putekļu vētrām, kas vētru šeit un Zemē rada kaunu. Un tā kā daži ir pilnīgi naidīgi pret dzīvi, kā mēs to zinām, citi, ar kuriem mēs varētu strādāt.
Kosmosa žurnālā šeit ir daudz interesantu rakstu par planētas atmosfēru. Piemēram, viņš ir Kas ir atmosfēra? Un raksti par Merkura, Venēras, Marsa, Jupitera, Saturna, Urāna un Neptūna atmosfēru,
Lai iegūtu papildinformāciju par atmosfērām, apskatiet NASA lapas Zemes atmosfēras slāņos, oglekļa ciklā un to, kā Zemes atmosfēra atšķiras no kosmosa.
Astronomijas cast ir epizode par atmosfēras avotu.
