Atmosfera: Diferenzas entre revisións
Contido eliminado Contido engadido
m Bot: Engado {{Control de autoridades}} |
m Arranxos varios using AWB |
||
Liña 15:
[[Venus (planeta)|Venus]] posúe unha densa atmosfera. A súa [[presión atmosférica]] equivale a 90 atmosferas terrestres (unha presión equivalente a unha profundidade dun quilómetro baixo o [[nivel do mar]] na Terra). Está composta principalmente por [[dióxido de carbono]] e unha pequena cantidade de [[monóxido de carbono]], [[nitróxeno]], [[ácido sulfúrico]], argon e partículas de [[xofre]]. A enorme cantidade de CO<sub>2</sub> da atmosfera provoca un forte [[efecto invernadoiro]] que eleva a temperatura da superficie do planeta até preto de 460 °C. Isto fai que Venus sexa máis quente que [[Mercurio (planeta)|Mercurio]].
A temperatura non varía de forma significativa entre o día e a noite. A pesar da lenta [[rotación]] de Venus, os ventos da atmosfera superior circunvalan o planeta en tan só catro días, alcanzando velocidades de 360
A radiación solar case non alcanza a superficie do planeta. A densa capa de nubes reflicte ao espazo a maior parte da luz do [[Sol]] e gran parte da luz que atravesa as [[nube]]s é absorbida pola atmosfera.
Liña 21:
=== Terra ===
{{Artigo principal|Atmosfera terrestre}}
A altura da atmosfera da [[Terra]] é de máis de 100
Está composta por nitróxeno (78,1 %) e [[Osíxeno (elemento)|osíxeno]] (20,94 %), con pequenas cantidades de argon (0,93 %), dióxido de carbono (variable, pero ao redor de 0,035 %), [[vapor de auga]], [[neon]] (0,00182 %), [[helio]] (0,000524 %), [[cripton]] (0,000114 %), [[hidróxeno]] (0,00005 %), [[ozono]] (0,00116 %), [[metano]] e [[CFC]], entre outros.
A '''atmosfera terrestre''' protexe a vida da Terra, absorbendo na [[capa de ozono]] parte da [[radiación solar]] [[ultravioleta]], e reducindo as diferenzas de [[temperatura]] entre o [[día]] e a [[noite]], e actuando como escudo protector contra os [[meteorito]]s.
Liña 30:
[[Ficheiro:Mars atmosphere.jpg|miniatura|esquerda|150px|A tenue atmosfera de Marte.]]
{{Artigo principal|Atmosfera de Marte}}
A atmosfera de [[Marte (planeta)|Marte]] é moi tenue, cunha presión superficial de só 7 a 9 [[Pascal (unidade)|hPa]] fronte aos 1013 hPa da atmosfera terrestre, é dicir, unha centésima parte da terrestre. A presión atmosférica varía considerablemente coa altitude, desde case 9 hPa nas depresións máis profundas, até 1 hPa na cima do [[Monte Olimpo (Marte)|Monte Olimpo]]. Está composta fundamentalmente de dióxido de carbono (95,3%) cun 2,7% de nitróxeno, un 1,6% de argon e trazas de [[osíxeno molecular]] (0,15%), monóxido de carbono (0,07%) e vapor de auga (0,03%).
A atmosfera é o bastante densa como para albergar [[vento]]s e [[Tormenta de po|tormentas de po]] que, en ocasións, poden abarcar o planeta enteiro durante meses. Este vento é o responsable da existencia de [[duna]]s de area nos [[deserto]]s marcianos. A bóveda celeste marciana é dunha suave cor rosa salmón debido á dispersión da luz polos grans de po moi finos procedentes do chan ferroso. A diferenza da Terra, ningunha capa de ozono bloquea a radiación ultravioleta. Hai nubes en moita menor cantidade que na Terra e son de vapor de auga ou de dióxido de carbono en latitudes polares.
Liña 41:
{{Artigo principal|Atmosfera de Xúpiter}}
[[Ficheiro:790106-0203 Voyager 58M to 31M reduced.gif|miniatura|dereita|Atmosfera de Xúpiter vista pola [[Voyager I]] ao achegarse ao planeta.]]
A atmosfera de [[Xúpiter (planeta)|Xúpiter]] esténdese até grandes profundidades, onde a enorme presión comprime o [[Hidróxeno|hidróxeno molecular]] ata que se transforma nun líquido de carácter metálico a profundidades dun 10.000
Na parte alta da atmosfera obsérvase unha circulación atmosférica formada por bandas paralelas ao ecuador, na que pode atoparse a [[Xúpiter#A Gran Mancha Vermella|Gran Mancha Vermella]], que é unha tormenta con máis de 300 anos de antigüidade.
Liña 66:
=== Ío ===
[[Ío (lúa)|Ío]] ten unha fina atmosfera composta de [[dióxido de xofre]] e algúns outros gases. O gas procede das [[Erupción volcánica|erupcións volcánicas]], pois a diferenza dos volcáns terrestres, os volcáns de Ío expulsan dióxido de xofre. Ío é o corpo do [[Sistema Solar]] con maior actividade volcánica. A enerxía necesaria para manter esta actividade provén da disipación a través de [[Forza de marea|efectos de marea]] producidos por Xúpiter, [[Europa (lúa)|Europa]] e [[Ganímedes (lúa)|Ganímedes]], dado que o tres lúas atópanse en [[resonancia orbital]] (a resonancia de [[Pierre Simon Laplace|Laplace]]). Algunhas das erupcións de Ío emiten material a máis de 300
=== Calisto ===
[[Ficheiro:Callisto_field_gl.svg|miniatura|300px|dereita|Campo magnético inducido ó redor de Calisto]]
[[Calisto (satélite)|Calisto]] ten unha atmosfera moi tenue composta por [[dióxido de carbono]].<ref name="Carlson 1999">{{cita publicación periódica |autor=Carlson; R. W.|coautores=''e o seu equipo.''|título=A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto|revista=Science|ano=1999 |volume=283|páxinas=820–821|doi=10.1126/science.283.5403.820| url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf|formato=pdf|pmid=9933159}}</ref> Foi detectada polo NIMS da [[sonda espacial]] [[Galileo (sonda espacial)|Galileo]] (un sistema de [[Espectroscopia astronómica|mapeado espectrométrico]] próximo ó [[infravermello]]) a través da súa propiedade de capar lonxitudes de onda en torno os 4,2 [[micrómetro]]s. A presión superficial esta estimada en 7,5 x 10<sup>−12</sup> [[bar (unidade)|bar]] e a densidade das súas partículas moleculares en 4 x 10<sup>8</sup> cm<sup>−3</sup>. Debido a que a súa atmosfera é moi tenue, esta pode ''escaparse'' en tan só 4 días ''(ver [[escape atmosférico]])'', polo tanto debe existir un proceso de rexeneración desta atmosfera, posiblemente a lenta [[Sublimación (física)|sublimación]] do xeo de dióxido de carbono que existe na superficie xeada do satélite,
A ionosfera de Calisto foi detectada durante os sobrevoos da sonda espacial Galileo sobre este satélite;<ref name="Kliore 2002">{{cita publicación periódica |autor=Kliore; A. J. |coautores=Anabtawi, A; Herrera, R. G.; ''e o seu equipo.''|título=Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations |revista=Journal of Geophysics Research|ano=2002|volume=107|páxinas=1407|doi=10.1029/2002JA009365| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002JGRA.107kSIA19K}}</ref> A densidade de electróns relativamente alta da ionosfera (concretamente de 7-17×10 cm<sup>−3</sup>) non se pode explicar só pola [[fotoionización]] do dióxido de carbono da atmosfera. Así pois, sospeitase que a atmosfera de Calisto podería estar na realidade dominada polo [[osíxeno molecular]], de 10 a 100 veces máis abundante có [[dióxido de carbono]].<ref name="Liang 2005">{{cita publicación periódica |autor=Liang; M. C.|coautores=Lane, B. F.; Pappalardo, R. T.; ''e o seu equipo.''|título=Atmosphere of Callisto|revista=Journal of Geophysics Research|ano=2005|volume=110|páxinas=E02003|doi=10.1029/2004JE002322| url=http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf|formato=pdf}}</ref>
Liña 77:
=== Europa ===
Observacións do [[Telescopio espacial Hubble]] indican que [[Europa (satélite)|Europa]] ten unha atmosfera moi tenue (10<sup>
=== Ganímedes ===
En 1972, un equipo de astrónomos Indio, Británico e Americano coa súa base de traballo no [[Observatorio Bosscha]] de [[Indonesia]] anunciaron que viñan de detectar unha tenue atmosfera ó redor do satélite durante unha [[ocultación]], cando a lúa e Xúpiter pasaron fronte a unha estrela.<ref name=Carlson1973>{{cita publicación periódica|autor=Carlson, R.W.|coautores=Bhattacharyya, J.C.; Smith, B.A. e o seu equipo.|título=Atmosphere of Ganymede from its occultation of SAO 186800 on 7 June 1972|revista=Science|ano=1973|volume=53|páxinas=182|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1973Sci...182...53C}}</ref> Eles estimaron que a [[presión superficial]] estaba ó redor de 1 [[Bar (unidade)|μBar]] (0.1 [[Pascal (unidade)|Pa]]).<ref name=Carlson1973/> Pero en 1979 a ''[[Voyager 1]]'' rexistrou unha ocultación dunha estrela ([[Kappa Centauri|κ Centauri]]) durante o seu sobrevoo do planeta, obtendo resultados diferentes.<ref name=Broadfoot1981>{{cita publicación periódica|autor=Broadfoot, A.L.|coautores=Sandel, B.R.; Shemansky, D.E. e o seu equipo.|título=Overview of the Voyager Ultraviolet Spectrometry Results through Jupiter Encounter|revista=Science|ano=1981|volume=86|páxinas=8259–8284| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1981_Overview_Voyager.pdf|formato=pdf}}</ref> As medicións da ocultación leváronas dentro do espectro do [[ultravioleta]] ''profundo'' cunhas [[lonxitude de onda|lonxitudes de onda]] máis curta que 200 [[nanómetros|nm]]; estas medidas eran moito máis sensibles á presencia de gases cás medidas no [[espectro visible]] do ano 1972. Non se revelou por parte dos datos da ''Voyager'' que existise ningunha atmosfera. O límite superior do número da [[densidade de partículas]] na superficie atopada era de 1,5 x 10<sup>9</sup> cm<sup>−3</sup>, a cal correspondese cunha presión superficial de menos de 2,5 x 10<sup>−5</sup> μBar.<ref name=Broadfoot1981/> O segundo valor é 5 magnitudes máis pequeno có medido en 1972, indicando cás interpretacións do 1972 eran demasiado optimistas.<ref name=Broadfoot1981/>
A pesar dos datos da ''Voyager'', unha proba dunha tenue atmosfera de [[Osíxeno (elemento)|osíxeno]] en Ganímedes, semellante a da lúa [[Europa (lúa)|Europa]], foi atopada polo [[Hubble Space Telescope|Telescopio Espacial Hubble]] (HST) no ano 1995.<ref name=Hall1998/><ref name=JPLAtmosphere>{{Cita web |url=http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/hst7.html|título=Hubble Finds Thin Oxygen Atmosphere on Ganymede |dataacceso=15-01-2008 |obra=Jet Propulsion Laboratory|editor=NASA|data= outubro de 1996}}</ref> O HST ten observado unha ''capa de airglow'' de [[osixeno atómico]] no ultravioleta ''profundo'' en [[lonxitude de onda|lonxitudes de onda]] de 130,4 nm e 135,6 nm. Esta capa de ''airglow'' é excitada cando o [[osíxeno molecular]] é [[disociación (química)|disociado]] polos impactos dos electróns,<ref name=Hall1998/> proba dunha significativa atmosfera neutral composta principalmente de moleculas de O<sub>2</sub>. A densidade superficial probablemente ande ó redor de 1,2–7 x 10<sup>8</sup> cm<sup>−3</sup>, correspondendo cunha presión superficial de 0,2–1,2 x 10<sup>−5</sup> μBar.<ref name=Hall1998>{{cita publicación periódica|autor=Hall, D.T.|coautores=Feldman, P.D.; McGrath, M.A. e o seu equipo.|título=The Far-Ultraviolet Oxygen Airglow of Europa and Ganymede|revista=The Astrophysical Journal|ano=1998|volume=499|páxinas=475–481| doi=10.1086/305604| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...499..475H}}</ref><ref group=den>A cifra da densidade superficial e a presión foron calculadas a partir dunha columna de densidades expostas por Hall, e o seu equipo. 1998, asumindo unha escal de altura de 20 kms e unha temperatura de 120 K.</ref> Estes valores están consonancia cos datos da ''Voyager''<nowiki></nowiki> para o seu límite superior, establecido este rango de medidas o ano 1981. O osixeno non é unha proba de vida, se non que se pensa que este osixeno é producido polo xeo de auga da superficie de Ganímedes, cando este é dividido en [[hidróxeno]] e osíxeno pola radiación, o hidróxeno perdese moito máis rapidamente debido ó seu baixo peso atómico.<ref name=JPLAtmosphere/> A capa de ''airglow'' observada sobre Ganímedes non é espacialmente homoxénea coma no caso de Europa. HST observou dúas manchas brillantes localizadas no hemisferio norte e sur, preto dos ± 50° de latitude, o cal é exactamente a fronteira entre o campo liñas abertas e pechadas da magnetosfera de Ganímedes (véxase máis abaixo).<ref name=Feldman2000>{{cita publicación periódica|autor=Feldman, Paul D.|título=HST/STIS Ultraviolet Imaging of Polar Aurora on Ganymede|revista=The Astrophysical Journal|ano=2000|volume=535|páxinas=1085–1090| doi=10.1086/308889|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...535.1085F|coauthors=McGrath, Melissa A.; Strobell, Darrell F. et al.}}</ref> As manchas brillantes son probablemente [[aurora (astronomía)|auroras]] polares, causadas pola precipitación de plasma ó longo do campo de liñas abertas.<ref name=Johnson1997>{{cita publicación periódica |autor=Johnson, R.E.|ano=1997|título=Polar “Caps” on Ganymede and Io Revisited|revista=Icarus| volume=128|número=2|páxinas=469–471|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Icar..128..469J| doi=10.1006/icar.1997.5746}}</ref>
Liña 95:
[[Titán (lúa)|Titán]] é a única lúa coñecida cunha atmosfera densa. A atmosfera de Titán é máis densa que a da Terra, cunha presión en superficie dunha vez e media a do noso planeta e cunha capa nubrada opaca formada por aerosois de [[hidrocarburo]]s que oculta os trazos da superficie de Titán e dánlle unha cor alaranxada. Do mesmo xeito que en Venus, a atmosfera de Titán vira moito máis rápido que a súa superficie.
A atmosfera está composta nun 94% de nitróxeno e é a única atmosfera rica neste elemento no sistema solar á parte do noso propio planeta, con trazas de varios hidrocarburos que constitúen o resto (incluíndo metano, [[etano]] e outros compostos orgánicos).
A [[presión parcial]] do metano é da orde de 100 hPa e este gas cumpre o papel da auga na Terra, formando nubes na súa atmosfera. Estas nubes causan tormentas de metano líquido en Titán que descargan [[Precipitación (meteoroloxía)|precipitacións]] importantes de metano que chegan á superficie producindo, en total, uns 50 L/m² de precipitación anual.
=== Encelado ===
Instrumentos da sonda [[Sonda Cassini-Huygens#Cassini|Cassini]] revelaron a existencia en [[Encelado (lúa)|Encelado]] dunha atmosfera de vapor de auga (aproximadamente 65%) que se concentra sobre a rexión do polo sur, unha área con moi poucos cráteres. Dado que as moléculas da atmosfera de Encelado posúen unha velocidade máis alta que a de escape, pénsase que se escapa permanentemente ao espazo e ao mesmo tempo restáurase a través da actividade xeolóxica. As partículas que escapan da atmosfera de Encelado son a principal fonte do [[Anel E]] que está na órbita do satélite e ten unha anchura de 180.000
=== Ariel ===
Liña 107:
=== Tritón ===
[[Ficheiro:Global Color Mosaic of Triton - GPN-2000-000471.jpg|miniatura|200px|Composición en cor de Tritón con imaxes tomadas pola Voyager 2.]]
[[Tritón (lúa)|Tritón]] ten un diámetro algo inferior que o da Lúa terrestre e posúe unha tenue atmosfera de nitróxeno (99,9%) con pequenas cantidades de metano (0,01%). A presión atmosférica tritoniana é de só 14 microbares.
A sonda [[Voyager 2]] conseguiu observar unha fina capa de nubes nunha imaxe que fixo do contorno desta lúa. Estas nubes fórmanse nos polos e están compostas por xeo de nitróxeno; existe tamén néboa fotoquímica até unha altura de 30
== Capas da atmosfera terrestre ==
Liña 116:
=== Troposfera ===
{{Artigo principal|Troposfera}}
É a capa máis próxima á superficie terrestre, onde se desenvolve a vida e ocorre a maioría dos [[Fenómeno meteorolóxico|fenómenos meteorolóxicos]]. Ten un 8
=== Estratosfera ===
{{Artigo principal|Estratosfera}}
É a capa que se atopa entre o 12
=== Mesosfera ===
{{Artigo principal|Mesosfera}}
É a capa onde a temperatura volve diminuír e descende até os -90 °C conforme aumenta a súa altitude. Esténdese desde a estratopausa (zona de contacto entre a estratosfera e a mesosfera) até unha altura dun 80
=== Ionosfera ===
Liña 132:
=== Exosfera ===
{{Artigo principal|Exosfera}}
É a capa externa da Terra que se atopa por encima dos 800
== Variación da presión coa altura ==
Liña 164:
:<math>\rho=1,293 \cdot P \frac {g}{litro} </math>
* Se a presión se mantén constante "a densidade é inversamente proporcional á temperatura"
Liña 338 ⟶ 337:
== Véxase tamén ==
=== Outros artigos ===
| |||