Jordens atmosfære omringer dens indbyggere, som et hav af luft. Det er tydeligt i himlens blå farve og i briserne i luften. Den kan bringe glæde i form af en spektakulær solnedgang, eller ængstelse når en orkan nærmer sig. Den er ansvarlig for alt vejr; uden Jordens atmosfære, ville der hverken være skyer eller oceaner. Der ville heller ikke være levende væsner. Uden en atmosfære, ville Jorden ligne lidt Månen, og mennesker og andre levende organismer, ville ikke eksistere.
Blandt de fem terrestriske planeter, som vi så på i kapitel 7 – Merkur, Venus, Jorden, Mars og Månen – har kun Venus og Jorden tykke atmosfærer (se figur 8.1). Mars har en meget tynd atmosfære, og Merkur og Månens atmosfærer er så tynde, at de knapt nok kan detekteres. Hvorfor har nogle af de terrestriske planeter tykke atmosfærer, mens andre har en tynd, eller i det væsentlige, ingen atmosfære? Dannes atmosfærerne sammen med de planeter som de omkranser, eller dannes de først senere? For at besvære disse spørgsmål, er vi nødt til at se næsten 5 milliarder år tilbage i tiden, til et tidspunkt hvor planeterne var lige ved at have fuldendt deres vækst.
Nogle atmosfærer blev dannet meget tidligt
Planetariske atmosfærer, dannes i en række faser (se figur 8.2). På dannelsestidspunktet for planeterne, blev de unge planeter først indhyllet af det resterende hydrogen og helium, der var i den protoplanetariske skive omkring Solen, og de var i stand til at indfange noget af denne omgivende gas. Indfangelsen af denne gas, fortsatte indtil gasskiven i sidste ende spredtes (kort tid efter dannelsen af planeterne) og forsyningen af gas løb ud. Den gasformige konvolut der blev opsamlet af en nyligt dannet planet, er dens primære atmosfære. Selvom kæmpeplaneterne har bevaret det meste af deres primære atmosfærer, mistede de terrestriske planeter sandsynligvis deres, kort efter Solsystemets protoplanetariske skive blev blæst væk af den nydannede Sol, på grund af deres relativt små masser og deres nærhed til Solen.
Hvis du husker fra kapitel 6, er de terrestriske planeter mindre massive, end kæmpeplaneterne og har derfor svagere tyngdekraft. Gigantiske nedslag fra store planetesimaler tidligt i Solsystemets historie kan have blæst nogle af de terrestriske planeters primære atmosfærer væk, fordi disse planeter med deres relativt svage tyngdekraft, manglede evnen til at fastholde lette gasser som hydrogen og helium. Da forsyningen af gas fra den protoplanetariske skive ophørte, begyndte de primære atmosfærer for de terrestriske planeter at sive tilbage ud i rummet. Hvordan kan gasmolekylerne så undslippe en planet? Husk fra kapitel 3, at alt det kræver for ethvert objekt – fra et gasmolekyle til et rumfartøj – at undslippe en planet, er at objektet når en hastighed, der er større end undvigelseshastigheden og at den bevæger sig i den rigtige retning. Intens stråling fra Solen – der er den primære atmosfæres kilde til termisk eller kinetisk energi i de terrestriske planeters atmosfærer – hæver temperaturen og dermed den kinetiske energi for de atmosfæriske molekyler nok til, at de kan undslippe. Dem kinetiske energi for ethvert objekt, bestemmes af dets masse og dets hastighed. Varmere molekyler har højere kinetiske energier end koldere molekyler, derfor bevæger de sig hurtigere og er mere tilbøjelige til at kunne undslippe.
Lad os se nærmere på, hvordan molekyler bevæger sig i en planetarisk atmosfære. Et molekyles kinetiske energi (eller ethvert objekts), bestemmes af dets masse og dets hastighed. Når et volumen luft indeholder molekyler med forskellige masser, har den gennemsnitlige kinetiske energi en tendens til at blive fordelt ligeligt mellem de forskellige molekyler. Med andre ord, vil hver type molekyle, fra lys til massive, have samme gennemsnitlige kinetiske energi. Denne gennemsnitlige kinetiske energi i gasmolekylerne, er direkte proportional med gassens temperatur (se Grundlæggende viden 8.1). Så for en gas ved en given temperatur, hvor hver type af molekyle har den samme gennemsnitlige kinetiske energi, skal lette molekyler altså flytte sig hurtigere end de tungere molekyler. Eksempelvis vil hydrogenmolekyler i en blanding af hydrogen og oxygen ved stuetemperatur, fare afsted med en gennemsnitlig hastighed på 2.000 meter per sekund (m/s), mens de tungere oxygenmolekyler vil bevæge sig langsommere med en gennemsnitshastighed på omkring 500 m/s. Husk dog, at dette er de gennemsnitlige hastigheder. En lille del af molekylerne vil altid bevæge sig meget langsommere end gennemsnittet, mens et par vil bevæge sig meget hurtigere end gennemsnittet.
Dybt inden for en planets atmosfære, vil disse molekyler med høje hastigheder, næsten med sikkerhed kollidere med andre molekyler, før de har mulighed for at undslippe. Under kollisionsprocessen udveksles energi. Molekylerne med høje hastigheder bevæger sig normalt langsommere efter kollisionen, og de langsommere molekyler har en tendens til at komme til at bevæge sig hurtigere. Efter kollisionen, vil begge sandsynligvis bevæge sig med hastigheder tættere på gennemsnittet. Der er færre omgivende molekyler nær atmosfærens top, og et molekyle med høj hastighed har derfor en god chance for at undslippe, inden de kolliderer med et andet molekyle, hvis de bevæger sig mere eller mindre opad. Mindre tunge molekyler og atomer, som for eksempel hydrogen og helium, bevæger sig hurtigere og bliver hurtigere tabt til rummet end tungere molekyler, som for eksempel nitrogen eller kuldioxid. Planeternes evne til at holde fast i deres atmosfærer, belyses yderligere i Matematiske værktøjer 8.1.
På denne måde, mistede de terrestriske planeter, som blev stærkt opvarmet af Solen og kun havde en svag tyngdekraft, deres primære atmosfærer tidligt i deres evolutionære udvikling. Kæmpeplaneterne, er derimod langt mere massive end deres terrestriske fætre og de befinder sig i et køligere miljø i det ydre Solsystem. Større tyngdekraft og lavere temperaturer, gjorde det muligt for dem at beholde næsten hele deres tykke primære atmosfærer, som vi vil kigge nærmere på i kapitel 9.
Nogle atmosfærer blev dannet senere
Hvis Jordens atmosfære blev tabt tidligt i Jordens historie, hvad er så kilden til den luft vi indånder i dag? To kilder bidrog sandsynligvis til det, der kaldes en sekundær atmosfære: vulkanisme og nedslag. Under den planetariske tilvækstsproces, samlede mineraler indeholdende vand, kuldioxid og andre flygtige stoffer, sin i det indre af de terrestriske planeter. Senere, som det indre blev opvarmet, frigjorde de højere temperaturer de gasser som disse mineraler indeholdt, hvormed de akkumulerede for at danne den sekundære atmosfære.
En anden vigtig kilde til den gas, der dannede de sekundære atmosfærer på de terrestriske planeter, var nedslag fra kometer. Et stort antal kometer blev dannet i de yderste dele af Solsystemet og var derfor rige på flygtige stoffer. Som de yderste af Solsystemets kæmpeplaneter voksede sig modne, eller migrerede deres baner omkring Solen indad, forstyrrede deres tyngdekraft hele denne hær af isede planetesimaler (kometkerner), der kredsede inden for deres domæne. Mange af disse isobjekter, blev sendt udad af disse kæmpeplaneter, og dannede den del af Solsystemet, der er kendt som Kuiperbæltet. Andre kometer blev sendt ind i Solsystemets indre dele, hvor de regnede ned over de terrestriske planeters overflader. Kometkernerne medbragte krydderier som vand, kuldioxid, metan og ammoniak. På de terrestriske planeter, blandede kometvand sig med vandet der var blevet frigivet til atmosfæren ved vulkanisme. På Jorden, og måske også på Mars og Venus, kondenserede det meste af vanddampen sig som regn, og flød ned i de laveste områder og dannede de tidligste oceaner.
Nogle af de andre kometgasser, kunne ikke overleve i deres oprindelige form. Ultraviolet (UV) lys fra Solen, nedbryder nemt kometmolekyler som ammoniak og metan. Ammoniak, bliver for eksempel nedbrudt til hydrogen og nitrogen. Når dette sker, undslipper de lette hydrogenatomer hurtigt ud i rummet og efterlader de meget tungere nitrogenatomer. Nitrogenatomerne binder sig herefter til hinanden og danner endnu tungere nitrogenmolekyler, hvilket gør det endnu mindre sandsynligt, at disse molekyler kan undslippe tilbage til rummet. Nedbrydningen af ammoniak ved sollys, var den primære kilde til molekylært nitrogen i atmosfærerne på de terrestriske planeter. Molekylært nitrogen, udgør størstedelen af Jordens atmosfære.
Blandt de terrestriske planeter, er det kun Venus, Jorden og Mars der i dag har betydelige sekundære atmosfærer. Hvad skete der i tilfældet med Merkur og Månen? Selv om disse to objekter oplevede mindre vulkanisme end de andre terrestriske planeter (se kapitel 7), ville de have oplevet det samme tidlige bombardement af kometkerner fra det ydre Solsystem. Noget kuldioxid og vand vil være akkumuleret på disse to objekter under vulkanudbrud og kometnedslag. En sekundær atmosfære kan gå tabt, ved de samme processer der resulterer i tabet af den primære atmosfære. Store nedslag var mindre hyppige da Solsystemet blev ældre, men tabet af atmosfære fortsatte i de seneste 4 milliarder år. Desuden kan fald i planetens magnetfelts styrke efterhånden som planeten afkøleledes muligvis have bidraget til tabet af atmosfære. Med et svagere magnetfelt, blev planeten dårligere beskyttet mod solvinden (en konstant strøm af ladede partikler fra Solen), der kan accelerere atmosfæriske partikler til undvigelseshastigheden.
Merkurs forholdsvis lille masse og dens nærhed til Solen førte til, at den tabte næsten hele sin sekundære atmosfære til rummet, ligesom den tidligere havde mistet sin primære atmosfære. Selv molekyler så tunge som kuldioxid kan undslippe fra en lille planet, hvis temperaturen er høj nok. Desuden kan intens UV-stråling fra Solen nedbryde molekyler til mindre tunge dele, der så tabes til rummet endnu hurtigere. Fordi Månen er meget længere fra Solen end Merkur er, er Månen meget køligere end Merkur, men dens masse er så lille, at selv ved relativt lave temperaturer, så kan molekyler nemt undslippe. Fra begyndelse af, dømte deres relative små masser og relative nærhed til Solen både Merkur og Månen, til at forblive næsten atmosfæreløse.