Venus har en tæt og varm atmosfære
Venus og Jorden, er ens nok i størrelse og masse, at de engang blev betragtet som søsterplaneter. Da vi brugte udstrålingslovene i kapitel 4 til at forudsige temperaturerne for de to planeter, konkluderede vi også, at de måtte være meget tætte på hinanden. Men da rumsonder besøgte Venus i 1960’erne, afslørede de, at temperaturen, tætheden og trykket i Venus’ atmosfære, var meget højere den de var i Jordens atmosfære. Størstedelen af Venus’ massive atmosfære (96 procent) er kuldioxid, med en lille mængde (3,5 procent) nitrogen, og mindre mængder af andre gasser. Disse atmosfæriske egenskaber skyldes drivhuseffekten og kuldioxids rolle i blokering af den infrarøde stråling, der typisk udsendes af en planetoverflade. Dette tykke tæppe af kuldioxid, fanger effektivt den infrarøde stråling fra Venus, og hæver temperaturen på overfladen af planeten til imponerende 740 K (hvilket er varmt nok til at smelte bly). Det atmosfæriske tryk ved overfladen på Venus, er 92 gange større end det er ved Jordens overflade – det svarer til vandtrykket ved en havdybde på 900 meter (og det er nok til at knuse skroget på en ubåd fra Anden Verdenskrig).
Mens Jorden er et frodigt paradis, gjorde de høje temperaturer, som var forårsaget af en løbsk drivhuseffekt, Venus til et overbevisende billede af Helvedet – en analogi fuldført, ved tilstedeværelsen af de kvælende mængder af svovlholdige gasser. Store variationer i de observerede mængder af svovlholdige forbindelser i Venus’ høje atmosfære, får planetforskere til at tro, at svovlen stammer fra sporadiske episoder med vulkansk aktivitet. Dette styrker beviset for, at Venus er en vulkansk aktiv planet. Venus kan måske være Jordens ”søsterplanet” i mange henseender, men i betragtning af dens barskhed, er det usandsynligt at mennesker nogensinde vil besøge dens overflade.
Ligesom på Jorden, falder den atmosfæriske temperatur på Venus, kontinuerligt i hele planetens troposfære og falder til et labpunkt på omkring 160 K. Ved en højde på cirka 50 km, har Venus’ atmosfære en gennemsnitstemperatur og –tryk svarende til Jordens atmosfære ved havniveau. På højder mellem 50 og 80 km (se figur 8.7b), er Venus’ atmosfære kølig nok til dannelsen af tætte skyer af koncentrerede svovlsyredråber (H2SO4). Disse tætte skyer, blokerer helt udsigten til Venus’ overflade (se figur 8.15). I 1960’erne, gav rumsonder med skygennemtrængende radar, et lavopløsningsbillede af Venus’ overflade. Men det var først i 1975, da det lykkedes Sovjetunionen at får en sonde med kameraer til at lande på overfladen, at vi fik et klart billede af overfladen. Disse billeder, viste sletter med sten på omkring 30-40 cm i diameter og basaltlignende plader omgivet af forvitret materiale. En senere serie af sovjetiske landingsfartøjer i 1980’erne, afslørede lignende landskaber (se figur 8.16). Radarbilleder taget af Magellan-rumfartøjet i begyndelsen af 1990’erne (se figur 7.24), gav et globalt kort over Venus’ overflade.
Da sollys ikke nemt kan gennemtrænge de tætte skyer, er der ikke lysere på Venus’ overflade ved middagstid, end på en meget overskyet dag på Jorden. Høje temperaturer og meget lette vinde, holder Venus’ nedre atmosfære fri for skyer og tåger. Den lokale horisont kan tydelig ses, men den stærke spredning af molekyler i Venus’ tætte atmosfære, vil i høj grad udviske ethvert udsyn du måtte have til fjerne bjerge. De høje atmosfæriske temperaturer på Venus betyder også, at hverken flydende vand eller flydende svovlforbindelser kan eksistere på overfladen, hvilket efterlader en ekstremt tør nedre atmosfære, med kun 0,01 procent vand- og svovldioxiddamp.
I modsætning til de fleste andre planeter, roterer Venus om sin egen akse i en retning, der er modsat dens bevægelse omkring Solen. I forhold til stjerne, roterer Venus en gang hver 243 jorddage, men en soldag på Venus – den tid det tager for Solen at vende tilbage til det samme sted på himlen – er kun 117 jorddage. Denne langsomme rotation betyder, at Coriolis-effekten på atmosfæren er lille, hvilket resulterer i en global cirkulation, der ligger meget tæt på det klassiske Hadley-mønster (se figur 8.11a). Venus er den eneste planet, der er kendt for at opføre sig på denne måde. Dens massive atmosfære, er yderst effektiv til transport af termiske energi rundt omkring planeten, så polarområderne er kun få grader koldere end de ækvatoriale områder, og der er næsten ikke nogen temperaturforskel på nat og dag. Fordi Venus’ ækvator næsten er i planetens plan, er de årstidsmæssige virkninger små, hvilket kun producerer ubetydelige ændringer i overfladetemperaturen. Sådanne små temperaturvariationer betyder også, at vindhastighederne nær Venus’ overflade er ret lave, typisk omkring en meter per sekund. Højt i den tætte atmosfære, kan temperaturforskellene være større, hvilket bidrager til vinde, der når hastigheder på 110 m/s, om som omkredser planeten på kun 4 dage. Variationen af denne højtliggende vindhastighed med breddegraden, kan ses i de V-formede skymønstre.
Mars har en kold og tynd atmosfære
I forhold til Venus, er Mars’ overflade næsten gæstfri. Af denne grund, vil mennesker sandsynligvis, sætte foden på den røde planet, helt sikkert inden slutningen af det 21. århundrede. De vil finde et skarpt landskab, farvet rødligt på grund af oxidation af jernholdige overflademineraler. Himlen vil undertiden være mørkblå, men oftere have en lyserød farve der er forårsaget af vindbåret støv (se figur 8.17). Den lavere massefylde af Mars’ atmosfære, vil gøre den mere følsom for opvarmning og afkøling, end Jordens atmosfære, så temperaturekstremiteterne er større. I nærheden af ækvator ved middagstid, kan fremtidige astronauter opleve behagelige 20 ºC – omtrent det samme som en kølig stuetemperatur. Nattetemperaturerne falder typisk til frysende -100 ºC, og i løbet af den polare nat, kan lufttemperaturen nå ned på -150 ºC – koldt nok til at fryse kuldioxid ud af luften i form af tøris. For menneskelige besøgende, vil det lave overfladetryk sikkert være ubehageligt. Mars’ gennemsnitlige atmosfæriske tryk, svarer til trykket i en højde på 35 km på Jorden, langt højere end Jordens højeste bjerg. Der er ikke noget havniveau på Mars, fordi der ikke er nogle oceaner. Overfladetrykket varierer far 11,5 mb (1,1 procent af Jordens tryk ved havniveau) i Mars’ laveste områder, til 0,3 mb på toppen af Olympus Mons.
Ligesom Jorden, har Mars noget vanddamp i sin atmosfære, men dens lave temperaturer kondenserer meget af vandet ud som skyer af iskrystaller. Tidlig morgentåge i lavlandet (se figur 8.18a) og skyder der hænger over bjergene, kan en dag give besøgende nogle påmindelser om deres hjemplanet. Selv om den kolde, tynde luft kan udholdes, mangler noget alvorligt, og er noget som fremtidige astronauter må bringe med sig (eller danner når de er der), og det noget er oxygen. I mangel på planter, har Mars kun et lille spor af denne gas i atmosfæren, som er så vigtig for livet på Jorden. Ligesom Venus, består Mars’ atmosfære næsten udelukkende af kuldioxid (95 procent) og en mindre mængde nitrogen (2,7 procent). Det næsten totale fravær af oxygen, betyder at Mars kun har meget lidt ozon, og denne mangel på ozon, gør det muligt for Solens UV-stråling, at nå helt ned til overfladen. For at overleve på Mars, skulle enhver overfladelevende organisme, udvikle et beskyttende lag, som kunne beskytte dem mod de dødelige UV-stråler.
Den nyligt opdagede og betydelige mængde metan i Mars’ atmosfære, har genoplivet argumenter blandt forskere, om muligheden for levende liv på Mars. Atmosfærisk metan ødelægges hurtigt Solens UV-stråling, og nedbrydningen varer typisk kun et par hundrede år. Så eksistensen af metan i Mars’ atmosfære, må indebære eksistensen af en løbende kilde til at erstatte tabet af metan ved nedbrydning. Liv er bestemt en mulighed. Metan i Jordens atmosfære, er stort set kun et produkt fra mikroorganismer, og lignende livsformer kan eksistere i beskyttede miljøer, dybt under Mars’ overflade. Mange forskere hævder dog, at geologiske processer kan være et rimeligt alternativ forklaring. Omdannelsen af jern og magnesiumsilikater til visse komplekse mineraler, frigiver metan som et biprodukt. Gammelt metan, fanget i iskrystaller, er en anden mulig kilde. Sandsynligheden for liv, der eksisterer på Mars i dag, for fortsat et af de store ubesvarede spørgsmål i moderne tid.
Hældningen af Mars’ ækvator i forhold til dens baneplan, er i dag ligesom Jordens, så de to planeter har lignende årstider. Men virkningerne på Mars er større af to grunde. Mars varierer mere i sin årlige omløbsafstand fra Solen end Jorden gør, og den lave massefylde af Mars-atmosfæren før den mere modtagelig for årstidsændringer. De store døgn-, årstids og breddegradsoverflade-temperaturer på Mars, skaber ofte lokale stærke vinde, hvoraf nogle anslås til at være på mere end 100 m/s. Kraftige vinde, kan blæse enorme mængder støv (se figur 8.18b) og distribuere det rundt på planetens overflade. I mere end et århundrede, har astronomer iagttaget den årstidsmæssige udvikling af forårsstøvstorme på Mars. De stærkeste af dem, spredes hurtigt, og kan inden for få uger omslutte hele planeten i et klæde af støv (se figur 8.19). Sådanne store mængder af vindbåret støv, kan være måneder om at falde ud af atmosfæren igen. En sådan årstidsbetonet bevægelse af støv fra et område til et andet, henholdsvis afdækker og dækker store områder af mørk klippeoverflade. Dette fænomen, ledte i det 19. århundrede og begyndelsen af det 20. århundrede, nogle astronomer til at tro, at de var vidne til årstidernes vækst og henfald af vegetation på Mars.
Mars havde sandsynligvis en tykkere atmosfære, i dens fjerne fortid. Som beskrevet i kapitel 7, tyder geologiske beviser stærkt på, at flydende vand engang flød på Mars’ overflade. Men den lave forekomst (og eventuelt ophør) af vulkanisme, samt planetens lave tyngdekraft (og måske faldet i dens magnetfelt), var ansvarlig for tabet af meget af denne tidlige atmosfære.
Merkur og Månen
Vores historie, ville ikke være komplet, hvis vi ikke inkluderede de slags ”atmosfærer”, der i dag eksisterer omkring de resterende to terrestriske planeter: Merkur og Månen. Der er faktisk meget ligt at sige. Merkurs og Månens atmosfære, er mindre end en million-milliardte del ( ) gange så tæt som Jordens atmosfære, og de varierer sandsynligvis noget med solvindens styrke og mængden af de atomer hydrogen og helium, som de fanger fra den. Andre atomer, som for eksempel natrium-, calcium- og endda vandrelaterede ioner, er blevet observeret i Merkurs atmosfære af Messenger-sonden, og de kan være blæst løs fra Merkurs overflade af solvinden eller mikrometeorider. Sådanne ultratynde atmosfærer, kan ikke have nogen indflydelse på lokale overfladetemperaturer, men astronomer studerer deres interaktioner med solvinden. Hvis mennesket nogensinde opretter bosættelser på Månen, skal de medbringe eller finde lokale materialer, der kan producere oxygen til indånding, og konstruere en form for beskyttelse mod solstrålingen.