Atmosfera

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Vista da activa atmosfera de Xúpiter, coa Gran Mancha Vermella cara ao centro da imaxe.

A atmosfera (do grego ἀτμός, vapor, aire, e σφαῖρα, esfera) é a capa de gas que rodea un corpo celeste que presenta a suficiente masa como para atraelo. Algúns planetas están formados principalmente por gases, co que teñen atmosferas moi largas.

As atmosferas dos planetas do Sistema Solar[editar | editar a fonte]

Mercurio[editar | editar a fonte]

A sonda Mariner 10 demostrou que Mercurio, contrariamente ao que se cría, ten unha atmosfera, moi tenue, constituída principalmente por helio, con trazas de argon, sodio, potasio, osíxeno e neon. A presión da atmosfera parece ser só unha cenmilésima parte da presión atmosférica na superficie da Terra.

Os átomos desta atmosfera son moitas veces arrincados da superficie do planeta polo vento solar.

Venus[editar | editar a fonte]

A forma particular das nubes en Venus débese á maior velocidade do vento a baixas latitudes.
Artigo principal: Atmosfera de Venus.

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 CO2 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.

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 km/h e distribuíndo eficazmente a calor. Ademais do movemento zonal da atmosfera de oeste a leste, hai un movemento vertical en forma de célula de Hadley que transporta a calor do ecuador até as zonas polares e mesmo a latitudes medias ao lado non iluminado do planeta.

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 nubes é absorbida pola atmosfera.

Terra[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Atmosfera terrestre.

A altura da atmosfera da Terra é de máis de 100 km, aínda que máis da metade da súa masa concéntrase no seis primeiros km e o 75% nos primeiros 11 km de altura desde a superficie planetaria. A masa da atmosfera é de 5,1 x 1018 kg.

Está composta por nitróxeno (78,1 %) e 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 meteoritos.

Marte[editar | editar a fonte]

A tenue atmosfera de Marte.
Artigo principal: Atmosfera de Marte.

A atmosfera de Marte é moi tenue, cunha presión superficial de só 7 a 9 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. 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 ventos e tormentas de po que, en ocasións, poden abarcar o planeta enteiro durante meses. Este vento é o responsable da existencia de dunas de area nos desertos 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.

A débil atmosfera marciana produce un efecto invernadoiro que aumenta a temperatura superficial uns 5 graos, moito menos que o observado en Venus e na Terra.

Nas latitudes extremas, a condensación do dióxido de carbono forma nubes de cristais de neve carbónica.

Xúpiter[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Atmosfera de Xúpiter.
Atmosfera de Xúpiter vista pola Voyager I ao achegarse ao planeta.

A atmosfera de Xúpiter esténdese até grandes profundidades, onde a enorme presión comprime o hidróxeno molecular ata que se transforma nun líquido de carácter metálico a profundidades dun 10.000 km. Máis abaixo sospéitase a existencia dun núcleo rochoso formado principalmente por materiais máis densos.

Na parte alta da atmosfera obsérvase unha circulación atmosférica formada por bandas paralelas ao ecuador, na que pode atoparse a Gran Mancha Vermella, que é unha tormenta con máis de 300 anos de antigüidade.

Obsérvanse nubes de diferentes cores que reflicte que se forman a distintas alturas e con diferentes composicións. Xúpiter ten un potente campo magnético que provoca auroras boreais.

Saturno[editar | editar a fonte]

A atmosfera de Saturno posúe bandas escuras e zonas claras similares ás de Xúpiter, aínda que a distinción entre ambas é moito menos clara. Hai fortes ventos na dirección dos paralelos. Nas capas altas fórmanse auroras pola interacción do campo magnético planetario co vento solar.

Urano[editar | editar a fonte]

O planeta Urano conta cunha grosa atmosfera formada por unha mestura de hidróxeno, helio e metano, que pode representar até un 15% da masa planetaria e que lle dá a súa cor característica.

Neptuno[editar | editar a fonte]

A atmosfera de Neptuno esta formada por hidróxeno, helio e unha pequena porcentaxe de gas metano, que lle proporciona a cor azul verdoso. As súas partículas están levemente máis separadas do que deberían estar por causa da temperatura, que é de -200°C, semellante á de Urano, que está situado máis preto do Sol, polo que se estima que ten unha fonte interna de calor.

As atmosferas dos planetas ananos do Sistema Solar[editar | editar a fonte]

Plutón[editar | editar a fonte]

Plutón posúe unha atmosfera extremadamente tenue, formada por nitróxeno, metano e monóxido de carbono, que se conxela e colapsa sobre a súa superficie a medida que o planeta se afasta do Sol. É esta evaporación e súa posterior conxelación a causa das variacións no albedo do astro, detectadas por medio de fotómetros na década de 1950 (por Gerard Kuiper e outros). A medida que se aproxima ao Sol, os cambios fanse menores. Os cambios de albedo repítense pero á inversa a medida que o astro se afasta do Sol rumbo ao seu afelio.

Atmosferas lunares[editar | editar a fonte]

A Lúa[editar | editar a fonte]

A Lúa ten unha atmosfera insignificante, debido á baixa gravidade, incapaz de reter moléculas de gas na súa superficie. A totalidade da súa composición aínda se descoñece. O proxecto Apollo identificou átomos de helio e argon, e máis tarde (en 1988) observacións desde a Terra engadiron iones de sodio e potasio. A maior parte dos gases na súa superficie proveñen do seu interior.

Ío[editar | editar a fonte]

Ío ten unha fina atmosfera composta de dióxido de xofre e algúns outros gases. O gas procede das 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 efectos de marea producidos por Xúpiter, Europa e Ganímedes, dado que o tres lúas atópanse en resonancia orbital (a resonancia de Laplace). Algunhas das erupcións de Ío emiten material a máis de 300 km de altura. A baixa gravidade do satélite permite que parte deste material sexa permanentemente expulsado da lúa, distribuíndose nun anel de material que cobre a súa órbita.

Calisto[editar | editar a fonte]

Campo magnético inducido ó redor de Calisto

Calisto ten unha atmosfera moi tenue composta por dióxido de carbono.[1] Foi detectada polo NIMS da sonda espacial Galileo (un sistema de mapeado espectrométrico próximo ó infravermello) a través da súa propiedade de capar lonxitudes de onda en torno os 4,2 micrómetros. A presión superficial esta estimada en 7,5 x 10−12 bar e a densidade das súas partículas moleculares en 4 x 108 cm−3. 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 do xeo de dióxido de carbono que existe na superficie xeada do satélite, [1] o cal sería compatible a "hipótese da sublimación" con esta teórica "reposición da atmosfera".

A ionosfera de Calisto foi detectada durante os sobrevoos da sonda espacial Galileo sobre este satélite;[2] A densidade de electróns relativamente alta da ionosfera (concretamente de 7-17×10 cm−3) 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.[3] Pero hai que mencionar que non se atoparon aínda probas directas da presenza de osíxeno na atmosfera de Calisto. Observacións do Telescopio Espacial Hubble estableceron un límite superior á súa posible concentración na atmosfera baseadas na citada falta de detección, límite que aínda é compatible coas medidas na ionosfera.[4] Tamén o Hubble detectou osíxeno condensado e atrapado na superficie de Calisto.[5]

Europa[editar | editar a fonte]

Observacións do Telescopio espacial Hubble indican que Europa ten unha atmosfera moi tenue (10-11 bares de presión na superficie) composta de osíxeno. A diferenza do osíxeno da atmosfera terrestre, o da atmosfera de Europa é case con toda seguridade de orixe non biolóxica. Máis probablemente xérase pola luz do sol e as partículas cargadas que chocan coa superficie xeada de Europa, producindo vapor de auga que é posteriormente dividido en hidróxeno e osíxeno. O hidróxeno consegue escapar da gravidade de Europa, pero non así o osíxeno.

Ganímedes[editar | editar a fonte]

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.[6] Eles estimaron que a presión superficial estaba ó redor de 1 μBar (0.1 Pa).[6] Pero en 1979 a Voyager 1 rexistrou unha ocultación dunha estrela (κ Centauri) durante o seu sobrevoo do planeta, obtendo resultados diferentes.[7] As medicións da ocultación leváronas dentro do espectro do ultravioleta profundo cunhas lonxitudes de onda máis curta que 200 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 109 cm−3, a cal correspondese cunha presión superficial de menos de 2,5 x 10−5 μBar.[7] O segundo valor é 5 magnitudes máis pequeno có medido en 1972, indicando cás interpretacións do 1972 eran demasiado optimistas.[7]

A pesar dos datos da Voyager, unha proba dunha tenue atmosfera de osíxeno en Ganímedes, semellante a da lúa Europa, foi atopada polo Telescopio Espacial Hubble (HST) no ano 1995.[8][9] O HST ten observado unha capa de airglow de osixeno atómico no ultravioleta profundo en lonxitudes de onda de 130,4 nm e 135,6 nm. Esta capa de airglow é excitada cando o osíxeno molecular é disociado polos impactos dos electróns,[8] proba dunha significativa atmosfera neutral composta principalmente de moleculas de O2. A densidade superficial probablemente ande ó redor de 1,2–7 x 108 cm−3, correspondendo cunha presión superficial de 0,2–1,2 x 10−5 μBar.[8][den 1] Estes valores están consonancia cos datos da Voyager 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.[9] 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).[10] As manchas brillantes son probablemente auroras polares, causadas pola precipitación de plasma ó longo do campo de liñas abertas.[11]

A existencia dunha atmosfera neutral implica que debería existir unha ionosfera, por que as moléculas de osixeno son ionizadas polos impactos dos electróns de alta enerxía procedentes da magnetosfera[12] e pola radiación ultravioleta extrema procedente do Sol.[13] Por outra banda hai que dicir que a natureza da ionosfera de Ganínedes é tan controvertida coma a natureza da atmosfera da lúa. Algunha das medicións da sonda espacial Galileo atoparon unha elevada densidade de electróns preto da lúa, suxerindo unha ionosfera, cando outros non foron capaces de detectala.[13] A densidade de electróns preto da superficie esta estimada a partir de diferentes fontes dentro dun rango de 400–2.500 cm−3.[13] No 2008, os parámetros da ionosfera de Ganímedes aínda non estaban ben definidos.

Evidencias adicionais dunha atmosfera de osíxeno proveñen da detección no espectro de gases atrapados no xeo da superficie de Ganímedes. A detección de bandas de ozono (O3) foi anunciadas o ano 1996.[14] En 1997, unha análise espectroscópica revelou as propiedades de absorción de dímeros (ou diatómicos) de osíxeno molecular. Esta absorción pode presentarse só se o osíxeno est´´a nunha fase densa. O mellor candidato é o osíxeno molecular atrapado no xeo. A profundidade das bandas de absorción dos dímeros depende da latitude e da lonxitude, máis có albedo superficial—tenden a decrecer co incremento da latitude en Ganímedes, mentres có O3 amosa o efecto contrario.[15] Traballos de laboratorio atoparon que o O2 non podería acumularse en bolsas e burbullas pero si disolverse no xeo relativamente morno da superficie de Ganímedes, o cal está a unha temperatura duns 100 K.[16]

Unha procura de sodio na atmosfera, xusto antes de atopalo en Europa, concluíu se resultados positivos no ano 1997. O sodio é coma mínimo 13 veces menos abundante en Ganímedes cá en Europa, posiblemente causado pola baixa presenza na superficie ou por que a magnetosfera rexeita as partículas enerxéticas.[17] Outro composto menor da atmosfera de Ganímedes e o hidróxeno atómico. Foron obsevados átomos de hidróxeno a máis de 3.000 kms da superficie da lúa. A súa densidade na superficie é de aproximadamente 1,5 x 104 cm−3.[18]

Un caso único: a atmosfera de Titán[editar | editar a fonte]

Detalle da brumosa atmosfera de Titán. Ao fondo pode verse o limbo de Saturno.

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 hidrocarburos 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 precipitacións importantes de metano que chegan á superficie producindo, en total, uns 50 L/m² de precipitación anual.

Encelado[editar | editar a fonte]

Instrumentos da sonda Cassini revelaron a existencia en 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 km.

Ariel[editar | editar a fonte]

Ariel é un dos 27 satélites naturais de Urano. A súa atmosfera está composta por amoníaco gaseoso e líquido na súa superficie e auga.

Tritón[editar | editar a fonte]

Composición en cor de Tritón con imaxes tomadas pola Voyager 2.

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 km que está composta por varios hidrocarburos semellantes aos atopados en Titán, e que chega á atmosfera expulsada polos Géyseres. Crese que os hidrocarburos contribúen ao aspecto rosado da superficie.

Capas da atmosfera terrestre[editar | editar a fonte]

Capas da atmosfera.
Imaxe da estratosfera.

Troposfera[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Troposfera.

É a capa máis próxima á superficie terrestre, onde se desenvolve a vida e ocorre a maioría dos fenómenos meteorolóxicos. Ten un 8 km de espesor nos polos e ao redor de 16 km no ecuador. Nesta capa a temperatura diminúe coa altura ao redor de 6,5 °C por quilómetro. A troposfera contén ao redor do 75% da masa gasosa da atmosfera, así como case todo o vapor de auga.

Estratosfera[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Estratosfera.

É a capa que se atopa entre o 12 km e o 50 km de altura. Os gases atópanse separados formando capas ou estratos de acordo ao seu peso. Unha delas é a capa de ozono que protexe á Terra do exceso de raios ultravioleta provenientes do Sol. As cantidades de osíxeno e anhídrido carbónico son case nulas e aumenta a proporción de hidróxeno. Actúa como regulador da temperatura, sendo no seu parte inferior próxima aos -60 °C e aumentando coa altura até os 10 ó 17 °C na estratopausa.

Mesosfera[editar | editar a fonte]

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 km, onde a temperatura volve descender até uns -70 °C ou -80 °C.

Ionosfera[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Ionosfera.

É a capa que se atopa entre os 90 e os 80 quilómetros de altura. Nela existen capas formadas por átomos cargados eléctricamente, chamados iones. Ao ser unha capa condutora de electricidade é a que posibilita as transmisións de radio e televisión pola súa propiedade de reflectir as ondas electromagnéticas. O gas predominante é o hidróxeno. Alí prodúcese a destrución dos meteoritos que chegan á Terra. A súa temperatura aumenta desde os -73 °C até chegar a 1500 °C.

Exosfera[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Exosfera.

É a capa externa da Terra que se atopa por encima dos 800 km de altura. Está composta principalmente por hidróxeno e helio e as partículas van diminuíndo até desaparecer. Debido á baixa atracción gravitatoria algunhas poden chegar a escapar ao espazo interplanetario. A súa temperatura diúrna alcanza os 2.500 °C e a nocturna aproxímase a -273 °C correspondentes ao cero absoluto.

Variación da presión coa altura[editar | editar a fonte]

A variación coa altura da presión atmosférica ou da densidade atmosférica é o que se coñece como Lei barométrica.

Non é o mesmo a variación da presión coa altura nun líquido como o océano que nun gas como a atmosfera e a razón estriba en que un líquido non é compresible e por tanto a súa densidade permanece constante. Así que no océano rexe a fórmula:

P=\rho \cdot g \cdot h

polo que se a profundidade h faise dobre a presión tamén.

Para os gases ideais cúmprese a lei dos gases perfectos:

  • Lei de Charles: "A densidade dun gas a temperatura constante é proporcional á presión do gas."

É dicir:

 P=\frac{P_0}{\rho_0} \cdot \rho

xa que

P \cdot V=P_0 \cdot V_0= P \cdot \frac{m}{\rho}= P_0 \cdot \frac{m}{\rho_0}
\rho_0=\frac{M}{22,4} \frac {g}{litro}

onde M é a masa molecular. Para a atmosfera da Terra, 20% de Ou2 e 80% de N2, o peso molecular é:

0,2 \cdot 32+ 0,8 \cdot 28=28,96

polo que

\rho_0 = \frac {28,96}{22,4} \cdot \frac {g}{litro}= 1,293 \frac {g}{litro}=1,293 \cdot \frac {kg}{m^3}

Para unha presión de 0 °C e P atmosferas:

\rho=1,293 \cdot P  \frac {g}{litro}


  • Se a presión se mantén constante "a densidade é inversamente proporcional á temperatura"

É dicir:

\rho=\rho_0 \cdot  T_0 \frac {1}{T}

xa que:

\frac {V}{T}=\frac {V_0}{T_0}=\frac {m}{\rho \cdot T}=\frac {m}{\rho_0 \cdot T_0}

Lei da densidade[editar | editar a fonte]

Combinando ambas chegamos á lei dos gases perfectos:

P \cdot V=n \cdot R \cdot T=\frac{m}{M}\cdot R \cdot T

así que:

\rho=\frac{P \cdot M}{R \cdot T}

Cálculo da densidade atmosférica na superficie dos planetas[editar | editar a fonte]

Sabendo que a constante R dos gases perfectos vale:

R=8,314 \cdot \frac {xullos}{K \cdot kmol}

e que 1 atmosfera vale:

 1 atmosfera=1,013 \cdot 10^5 \cdot \frac {N}{m^2}

resulta:

Planeta Temp. (K) Presión (atmf.) Masa molecular M Densidade (kg/m³
Terra 288 1 28,96 1,225
Venus 738 92,8 44 67,42
Titán (lúa) 95 1,48 28,6 5,43
Marte 215 0,0079 43,64 0,0195

Lei barométrica[editar | editar a fonte]

Nunha atmosfera isoterma a presión varía coa altura seguindo a lei:

P=P_0 \cdot e^{\frac{-M \cdot g \cdot (h-h_0)}{R \cdot T}}

onde M é a masa molecular, g a aceleración da gravidade, h-h0 é a diferenza de alturas entre os niveis con presións P e P0 e T é a temperatura absoluta media entre os dous niveis, e R a constante dos gases perfectos. O feito de que a temperatura varíe se limita validez da fórmula. Pola contra a variación da aceleración da gravidade é tan suave que non afecta.

A demostración da fórmula é sinxela:

A diferenza de presión entre dúas capas separadas por un  \Delta h é:

\Delta P=- \rho \cdot g \cdot \Delta h

Pero pola lei da densidade

\rho=\frac{P \cdot M}{R \cdot T}

Así que:

\Delta P=- \frac{P \cdot M}{R \cdot T} \cdot g \cdot \Delta h

que por integración se converte en:

\int_{P_0}^{P} \frac {dP}{P}=\frac {-M \cdot g}{R \cdot T} \int_{h_0}^{h} dh  \,

é dicir:

 ln (P)-ln (P_0)=\frac {-M \cdot g \cdot (h-h_0)}{R \cdot T} \,

polo que:

P=P_0 \cdot e^{\frac{-M \cdot g \cdot (h-h_0)}{R \cdot T}}

Incremento de altura[editar | editar a fonte]

O Incremento de altura é a altura á que hai que elevarse nunha atmosfera para que a presión atmosférica diminúa á metade.

Para calculala basta con pór na lei barométrica P=P_0/2 \, resulta:

\Delta h=\frac{R \cdot T}{M \cdot g} \cdot ln 2 \,

Escala de altura[editar | editar a fonte]

A Escala de altura é a altura á que hai que elevarse nunha atmosfera para que a presión atmosférica diminúa nun factor e=2,718182. É dicir a diminución de presión é  1-\frac {1}{e}=0,632= 63,2%

Para calculala basta con pór na lei barométrica P=P_0/e \, resulta:

H=\frac{R \cdot T}{M \cdot g} \,

En función da escala de alturas H a presión pode expresarse:

P=P_0 \cdot e^{-\frac {(h-h_0)}{H}} \,

e analogamente para a densidade:

\rho=\rho_0 \cdot e^{-\frac {(h-h_0)}{H}} \,

Cálculo da Escala de altura en diferentes atmosferas[editar | editar a fonte]

Basta con aplicar a fórmula anterior para obter H en metros.

Planeta Temp. (K) Ac. gravidade g (m/s²) Masa molecular M Escala altura H (km) Incremento altura (km)
Terra 288 9,81 28,96 8,42 5,8
Venus 738 8,63 44 16,15 11,2
Titán (lúa) 95 1,37 28,6 20,15 13,9
Marte 215 3,73 43,64 10,98 7,6
Xúpiter (*)160 26,20 (**)2 25,37 17,6

(*)Temperatura K preto do límite das nubes.

(**) Pode haber suficiente Helio para aumentar a masa molecular diminuíndo a escala de alturas.

Representación da variación da presión coa altura[editar | editar a fonte]

Variación da temperatura e do logaritmo da presión coa altura para a atmosfera da Terra

se representamos o logaritmo da presión ou da densidade en función da altura obteriamos unha liña recta se a atmosfera fose isoterma, é dicir, se a escala de altura non variase coa altura. A escala de altura é pequena se a temperatura é baixa e iso significa que a presión e a densidade decrecen rapidamente. se a tempreratura é alta a escala é grande e varían suavemente. Pero a escala de altura tamén depende da masa molecular, e masas moleculares altas fan diminuír a escala de alturas do mesmo xeito que planetas grandes con elevadas aceleracións da gravidade, que tamén fan diminuír a escala de alturas e a presión e a densidade decrecen rapidamente.

Así, nun planeta máis grande que a Terra, con idéntica composición atmosférica e temperatura, a densidade e presión cambian máis rapidamente coa altura e pódese falar dunha atmosfera dura fronte a un planeta menor no que H sería maior e a atmosfera sería branda.

A composición da atmosfera[editar | editar a fonte]

O aire que forma a atmosfera é unha mestura de gases que ademais contén partículas sólidas e líquidas en suspensión. Estes son algúns dos seus compoñentes máis destacados.

  • Nitróxeno: constitúe o 78% do volume do aire. Está formado por moléculas que teñen dous átomos de nitróxeno, de maneira que a súa fórmula é N2. É un gas inerte, é dicir, que non adoita reaccionar con outras sustancias.
  • Osíxeno: representa o 21% do volume do aire. Está formado por moléculas de dous átomos de osíxeno e a súa fórmula é O2. É un gas moi reactivo e a maioría dos seres vivos necesítao para respirar.
  • Outros gases: do resto dos gases da atmosfera, o máis abundante é o argon (Ar), que contribúe en 0,9% ao volume do aire. É un gas nobre que non reacciona con ningunha sustancia.
  • Dióxido de carbono: está constituído por moléculas dun átomo de carbono e dous átomos de osíxeno, de modo que a súa fórmula é CO2. Representa o 0,03% do volume do aire e participa en procesos moi importantes. As plantas necesítano para realizar a fotosíntese, e é o residuo da respiración e das reaccións de combustión. Este gas, moi por detrás do vapor de auga, axuda a reter a calor dos raios solares e contribúe a manter a temperatura atmosférica dentro duns valores que permiten a vida.
  • Ozono: é un gas minoritario que se atopa na estratosfera. A súa fórmula é Ou3, pois as súas moléculas teñen tres átomos de osíxeno. É de gran importancia para a vida no noso planeta, xa que absorbe a maior parte dos raios ultravioleta procedentes do Sol.
As distintas cores débese á dispersión da luz producida pola atmosfera.
  • Vapor de auga: atópase en cantidade moi variable e participa na formación de nubes. É o principal causante do efecto invernadoiro.
  • Partículas sólidas e líquidas: no aire atópanse moitas partículas sólidas en suspensión, por exemplo, o po que levanta o vento ou o pole. Estes materiais teñen unha distribución moi variable, dependendo dos ventos e da actividade humana. Entre os líquidos, a sustancia máis importante é a auga en suspensión que se atopa nas minchas.

Notas[editar | editar a fonte]

  1. 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.

Notas[editar | editar a fonte]

  1. 1,0 1,1 Carlson; R. W.; e o seu equipo. (1999). "A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto" (pdf). Science 283: 820–821. DOI:10.1126/science.283.5403.820. PMID 9933159. http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf.
  2. Kliore; A. J.; Anabtawi, A; Herrera, R. G.; e o seu equipo. (2002). "Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations". Journal of Geophysics Research 107: 1407. DOI:10.1029/2002JA009365. http://adsabs.harvard.edu/abs/2002JGRA.107kSIA19K.
  3. Liang; M. C.; Lane, B. F.; Pappalardo, R. T.; e o seu equipo. (2005). "Atmosphere of Callisto" (pdf). Journal of Geophysics Research 110: E02003. DOI:10.1029/2004JE002322. http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf.
  4. Strobel,Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; e o seu equipo. (2002). "Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor". The Astrophysical Journal 581: L51–L54. DOI:10.1086/345803. http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...581L..51S.
  5. Spencer; John R.; Calvin, Wendy M. (2002). "Condensed O2 on Europa and Callisto" (pdf). The Astronomical Journal 124: 3400–3403. DOI:10.1086/344307. http://www.boulder.swri.edu/~spencer/o2europa.pdf.
  6. 6,0 6,1 Carlson, R.W.; Bhattacharyya, J.C.; Smith, B.A. e o seu equipo. (1973). "Atmosphere of Ganymede from its occultation of SAO 186800 on 7 June 1972". Science 53: 182. http://adsabs.harvard.edu/abs/1973Sci...182...53C.
  7. 7,0 7,1 7,2 Broadfoot, A.L.; Sandel, B.R.; Shemansky, D.E. e o seu equipo. (1981). "Overview of the Voyager Ultraviolet Spectrometry Results through Jupiter Encounter" (pdf). Science 86: 8259–8284. http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1981_Overview_Voyager.pdf.
  8. 8,0 8,1 8,2 Hall, D.T.; Feldman, P.D.; McGrath, M.A. e o seu equipo. (1998). "The Far-Ultraviolet Oxygen Airglow of Europa and Ganymede". The Astrophysical Journal 499: 475–481. DOI:10.1086/305604. http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...499..475H.
  9. 9,0 9,1 "Hubble Finds Thin Oxygen Atmosphere on Ganymede". Jet Propulsion Laboratory. NASA. outubro de 1996. http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/hst7.html. Consultado o 15-01-2008.
  10. Feldman, Paul D.; McGrath, Melissa A.; Strobell, Darrell F. et al. (2000). "HST/STIS Ultraviolet Imaging of Polar Aurora on Ganymede". The Astrophysical Journal 535: 1085–1090. DOI:10.1086/308889. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...535.1085F.
  11. Johnson, R.E. (1997). "Polar “Caps” on Ganymede and Io Revisited". Icarus 128 (2): 469–471. DOI:10.1006/icar.1997.5746. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Icar..128..469J.
  12. Paranicas, C.; Paterson, W.R.; Cheng, A.F. e o seu equipo. (1999). "Energetic particles observations near Ganymede". J.of Geophys.Res. 104 (A8): 17,459–17,469. DOI:10.1029/1999JA900199. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999JGR...10417459P.
  13. 13,0 13,1 13,2 Eviatar, Aharon; Vasyliunas, Vytenis M.; Gurnett, Donald A. e o seu equipo. (2001). "The ionosphere of Ganymede" (ps). Plan.Space Sci. 49: 327–336. DOI:10.1016/S0032-0633(00)00154-9. http://www.tau.ac.il/~arkee/ganymop.ps.
  14. Noll, Keith S.; Johnson, Robert E. e o seu equipo. (xullo do 1996). "Detection of Ozone on Ganymede". Science 273 (5273): 341–343. DOI:10.1126/science.273.5273.341. PMID 8662517. http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/273/5273/341. Consultado o 13-01-2008.
  15. Calvin, Wendy M.; Spencer, John R. (decembro do 1997). "Latitudinal Distribution of O2on Ganymede: Observations with the Hubble Space Telescope". Icarus 130 (2): 505–516. DOI:10.1006/icar.1997.5842. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Icar..130..505C.
  16. Vidal, R. A.; Bahr, D. e o seu equipo. (1997). "Oxygen on Ganymede: Laboratory Studies". Science 276 (5320): 1839–1842. DOI:10.1126/science.276.5320.1839. PMID 9188525. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Sci...276.1839V.
  17. Brown, Michael E. (1997). "A Search for a Sodium Atmosphere around Ganymede". Icarus 126 (1): 236–238. DOI:10.1006/icar.1996.5675. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Icar..126..236B.
  18. Barth, C.A.; Hord, C.W.; Stewart, A.I. e o seu equipo. (1997). "Galileo ultraviolet spectrometer observations of atomic hydrogen in the atmosphere of Ganymede". Geophys. Res. Lett. 24 (17): 2147–2150. DOI:10.1029/97GL01927. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997GeoRL..24.2147B.

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]