Las atmósferas del sistema solar…

Aquí en la Tierra, sabemos que es necesaria nuestra atmósfera. Nuestra atmósfera tiene una preciosa mezcla de nitrógeno y oxígeno (78% y 21%, respectivamente) con trazas de vapor de agua, dióxido de carbono y otras moléculas gaseosas. Lo que es más, disfrutamos de una presión atmosférica de 101,325 kPa, que se extiende hasta una altura de unos 8,5 kilómetros.

En resumen, nuestra atmósfera es abundante y puede mantener la vida. Pero ¿qué pasa con los otros planetas del Sistema Solar? ¿Cómo se comparan en términos de composición y de presión atmosférica? Sabemos a ciencia cierta que no son respirables por los seres humanos y no pueden soportar la vida. Pero, ¿cuál es la diferencia entre estas bolas de roca y gas y la nuestra?

Para empezar, hay que señalar que todos los planetas del Sistema Solar tiene una atmósfera de una u otra clase. Y estos van desde increíblemente delgadas y tenues (como la “exosfera” de Mercurio) a las increíblemente densas y poderosas como son el caso para todos los gigantes gaseosos. Dependiendo de la composición del planeta, si es terrestre o un gigante de gas/hielo, los gases que componen su atmósfera pueden ser variables, ya sea de hidrógeno y helio a los elementos más complejos como el oxígeno, dióxido de carbono, amoníaco y metano.

LA ATMÓSFERA DE MERCURIO:

Mercurio es demasiado caliente y demasiado pequeño como para retener una atmósfera. Sin embargo, sí tiene una exosfera tenue y variable que se compone de hidrógeno, helio, oxígeno, sodio, calcio, potasio y vapor de agua, con un nivel de presión combinada de aproximadamente 10-14 bar (una cuadrillonésima de la presión atmosférica de la Tierra). Se cree que esta exosfera fue formada a causa de partículas capturadas desde el Sol, la desgasificación volcánica y escombros que colisionaron en forma de micrometeoritos, mientras Mercurio se mueven en su órbita.

Debido a que carece de una atmósfera viable, Mercurio no tiene manera de retener el calor del Sol. Como resultado de esto y su alta excentricidad, el planeta experimenta considerables variaciones en la temperatura. Mientras que el lado que da al Sol puede alcanzar temperaturas de hasta 427 °C, en el lado en sombra se sumerge hasta los escalofriantes -173 °C.

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LA ATMÓSFERA DE VENUS:

Las observaciones de la superficie de Venus han sido difíciles en el pasado, debido a su ambiente extremadamente denso, que se compone principalmente de dióxido de carbono con una pequeña cantidad de nitrógeno. A los 92 bar (9,2 MPa), la presión atmosférica es 93 veces mayor que la de la atmósfera terrestre y la presión en la superficie del planeta es de aproximadamente 92 veces mayor que en la superficie de la Tierra.

Venus también es el planeta más caliente de nuestro Sistema Solar, con una temperatura media de la superficie de 462 °C). Esto se debe a que la atmósfera es muy rica en CO² que junto con sus espesas nubes de dióxido de azufre, genera el efecto invernadero más fuerte de todo el Sistema Solar. Por encima de la capa de CO² densa, espesas nubes que consisten principalmente de dióxido de azufre y gotas de ácido sulfúrico dispersan alrededor del 90% de la luz solar hacia el espacio.

Otro fenómeno común es los vientos de Venus fuertes, que alcanzan velocidades de hasta 85 m/s (300 km/h). A esta velocidad, estos vientos se mueven hasta 60 veces la velocidad de rotación del planeta, mientras que los vientos más rápidos de la Tierra son sólo el 10-20% de la velocidad de rotación del planeta.

Sobrevuelos de Venus también han indicado que sus densas nubes son capaces de producir  rayos, al igual que las nubes de la Tierra. Su aparición intermitente indica un patrón asociado con la actividad de la meteorológica, y la velocidad de un rayo es al menos la mitad que los que se producen en la Tierra.

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LA ATMÓSFERA DE MARTE:

El planeta Marte tiene una atmósfera muy delgada que se compone de dióxido de carbono 96%, 1,93% de argón y 1,89% de nitrógeno junto con trazas de oxígeno y agua. El ambiente tiene bastante polvo, que contiene partículas que miden 1.5 micrómetros de diámetro, que es lo que da el cielo marciano un color rojizo cuando se ve desde la superficie. La presión atmosférica de Marte oscila entre 0.4 – 0,87 kPa, lo que equivale a aproximadamente el 1% de la presión de la Tierra a nivel del mar.

Debido a su delgada atmósfera, y su mayor distancia del Sol, la temperatura de la superficie de Marte es mucho más fría que la que experimentamos aquí en la Tierra. La temperatura media del planeta es -46 °C, con un mínimo de -143 °C durante el invierno en los polos, y una máxima de 35 °C durante el verano y el mediodía en el ecuador.

El planeta también experimenta tormentas de polvo, que pueden convertirse en lo que se asemeja a pequeños tornados. Hay grandes tormentas de polvo que ocurren cuando el polvo que sopla en la atmósfera se calienta con el calor del Sol. Estas tormentas pueden medir hasta miles de kilómetros de ancho y durar durante meses. Cuando llegan estas grandes tormentas, pueden bloquear la mayor parte de la visibilidad de la superficie.

Cantidades de traza de metano también se han detectado en la atmósfera de Marte, con una concentración estimada de aproximadamente 30 partes por mil millones (ppb). Se presenta en zonas extendidas, y los perfiles implican que el metano fue liberado de regiones específicas.

El amoníaco también se detectó tentativamente en Marte por el satélite Mars Express, pero con un tiempo de vida relativamente corto. No está claro lo que la produjo, pero la actividad volcánica se ha sugerido como una posible fuente.

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LA ATMÓSFERA DE JÚPITER:

Al igual que la Tierra, Júpiter experimenta auroras cerca de los polos norte y sur. Pero en Júpiter, la actividad auroral es mucho más intensa y rara vez se detiene. La intensa radiación, el enorme campo magnético de Júpiter, y la abundancia de material procedente desde los volcanes de su luna Io, que reaccionan con la ionosfera de Júpiter, crean un espectáculo de luces que es verdaderamente espectacular.

Júpiter también experimenta patrones climáticos violentos. Las velocidades del viento van desde los 100 km/s (360 km/h) que son más comunes en jets zonales, y pueden alcanzar hasta 620 km/h en ciertas ocasiones. Tormentas se forman de forma aleatoria y suelen durar varias horas y pueden tener en miles de kilómetros de diámetro. Una tormenta, la Gran Mancha Roja, se ha estado librando desde al menos finales de 1600. La tormenta se ha ido reduciendo y ampliando a lo largo de su historia; pero en 2012, se sugirió que la mancha roja gigante podría llegar a desaparecer.

Júpiter está perpetuamente cubierto de nubes compuestas de cristales de amoníaco y posiblemente hidrosulfuro de amonio. Estas nubes se encuentran en la tropopausa y se organizan en bandas de diferentes latitudes, conocidos como “regiones tropicales”. La capa de nubes está a sólo 50 km de profundidad, y se compone de al menos dos zonas de nubes: una zona de menor y una región delgada clara.

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LA ATMÓSFERA DE SATURNO:

La atmósfera exterior de Saturno contiene 96,3% de hidrógeno molecular y 3,25% de helio en volumen. El gigante de gas también se sabe que contiene elementos más pesados, aunque las proporciones de estos con respecto a hidrógeno y el helio no se conocen. Se supone que iban a coincidir con la abundancia primordial de la formación del Sistema Solar.

Pequeñas cantidades de amoníaco, acetileno, etano, propano, fosfina y metano también se han detectado en la atmósfera de Saturno. Las nubes más altas están compuestas de cristales de amoníaco, mientras que las nubes de bajo nivel parecen consistir en hidrosulfuro de amonio (NH4SH) o agua. La radiación ultravioleta del sol hace que se produzca fotólisis del metano en la atmósfera superior, dando lugar a una serie de reacciones químicas de hidrocarburos.

La atmósfera de Saturno muestra un patrón de bandas similar al de Júpiter, pero las bandas de Saturno son mucho más débiles y más anchas cerca del ecuador. Al igual que con las capas de nubes de Júpiter, que se dividen en las capas superior e inferior, varían en composición a base de profundidad y presión. En las capas de nubes altas, con temperaturas en el rango de -173 ºC a -160 ºC y presiones entre 0,5 a 2 bar, las nubes se componen de amoniaco hielo.

Nubes de hielo de agua comienzan a un nivel donde la presión es de aproximadamente 2,5 bar y se extienden hasta 9,5 bar, donde las temperaturas oscilan desde los -88 ºC hasta los -3 ºC.

En ocasiones, la atmósfera de Saturno muestra óvalos de larga duración, similar a lo que se observa comúnmente en Júpiter. Mientras que Júpiter tiene la Gran Mancha Roja, Saturno tiene periódicamente lo que se conoce como la Gran Mancha Blanca. Este fenómeno es único, pero tiene una corta duración y se produce una vez cada año de Saturno, más o menos cada 30 años terrestres, en la época del solsticio de verano en el hemisferio norte.

Estas manchas pueden ser de varios miles de kilómetros de ancho, y se han observado en 1876, 1903, 1933, 1960 y 1990. Desde el año 2010, una gran banda de nubes blancas se han observado envolviendo a Saturno, fue descubierto por la sonda espacial Cassini. Si se mantiene la naturaleza periódica de estas tormentas, otra se producirá en aproximadamente en el año  2020.

Los vientos en Saturno son los segundos más rápido entre los planetas del Sistema Solar, después de Neptuno. Datos de la nave espacial Voyager indican vientos del con picos de 500 m/s (1800 km/h). En los polos norte y sur de Saturno también se han mostrado evidencia de una tormenta. En el polo norte, tiene la forma de un patrón de onda hexagonal, mientras que el sur muestra evidencia de una corriente en chorro masiva.

El patrón de onda hexagonal persistente alrededor del polo norte se observó por primera vez en las imágenes de la Voyager. Los lados del hexágono son cada uno de aproximadamente 13,8 mil km de largo que es más largo que el diámetro de la Tierra y la estructura gira con un período de 10h 39m 24s, que se supone que es igual al periodo de rotación del interior de Saturno.

El vórtice del polo sur, por su parte, se observó por primera vez el telescopio espacial Hubble. Estas imágenes indican la presencia de una corriente de chorro, pero no una onda estacionaria hexagonal. Estas tormentas se estiman que forman vientos de 550 km/h, son comparables en tamaño a la Tierra, y se cree que han estado ocurriendo durante miles de millones de años. En 2006, la sonda espacial Cassini observó una tormenta con forma de huracán que tenía un ojo bien definido. Estas tormentas no se habían observado en ningún planeta aparte de la Tierra.

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LA ATMÓSFERA DE URANO:

Al igual que en la Tierra, la atmósfera de Urano está dividida en capas, dependiendo de la temperatura y la presión. Al igual que los otros gigantes de gas, el planeta no tiene una superficie firme, y los científicos definen la superficie como la región donde la presión atmosférica es superior a un bar (la presión que se encuentra en la Tierra a nivel del mar).

La atmósfera de Urano se puede dividir en tres capas. La primera es la troposfera, donde las presiones están en un rango de 100 a 0,1 bar (10 MPa a 10 kPa). La segunda capa es la estratosfera, y experimenta presiones entre 0,1 y 10-10 bar (10 kPa a 10 microPa).

La troposfera es la capa más densa de la atmósfera de Urano. Aquí, la temperatura oscila entre 46,85 °C en la base  y los -220 °C. La región de la tropopausa es la responsable de la gran mayoría de las emisiones infrarrojas térmicas de Urano.

Dentro de la troposfera son capas de nubes, nubes de agua en las presiones más bajas, con nubes de hidrosulfuro de amonio por encima de ellos. Nubes de amoníaco y sulfuro de hidrógeno vienen a continuación. Por último, las nubes de metano delgadas yacían en la parte superior.

En la estratosfera, las temperaturas oscilan entre los-220 °C en el nivel superior 527 a 577 °C en la base de la termosfera, gracias en gran medida al calentamiento causado por la radiación solar. La estratosfera contiene el metano, que puede contribuir a la apariencia azul aburrida del planeta. El acetileno y metano también están presentes, y estos haces ayudan a calentar la estratosfera.

La capa más externa, la termosfera y la corona, tienen una temperatura uniforme de 577 ºC, aunque los científicos no están seguros de la razón ya que la distancia a Urano del Sol es muy grande.

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LA ATMÓSFERA DE NEPTUNO:

A grandes altitudes, la atmósfera de Neptuno esta compuesta de 80% de hidrógeno y 19% de helio, con trazas de metano. Al igual que con Urano, la absorción de la luz roja por el metano atmosférico es parte de lo que le da su color azul a Neptuno, aunque Neptuno tiene un azul más oscuro e intenso. Dado que el contenido de metano atmosférico de Neptuno es similar a la de Urano, se cree que tiene algunos componentes desconocidos para contribuir a la más intensa coloración de Neptuno.

La atmósfera de Neptuno se subdivide en dos regiones principales: la troposfera inferior (donde la temperatura disminuye con la altitud) y la estratosfera (donde la temperatura aumenta con la altitud). El límite entre los dos, la tropopausa, se encuentra a una presión de 0,1 bares (10 kPa). La estratosfera luego da paso a la termosfera a una presión inferior a 10-5 a 10-4 microbares (de 1 a 10 Pa).

Los espectros de Neptuno sugieren que su estratosfera inferior es turbia debido a la condensación de productos causados por la interacción de la radiación ultravioleta y el metano (es decir, fotolisis), que produce compuestos tales como etano y etino. La estratosfera es también el hogar de pequeñas cantidades de monóxido de carbono y cianuro de hidrógeno, que son responsables de que la estratosfera de Neptuno sea más caliente que la de Urano.

Por razones que permanecen desconocidas, sucede algo en la termosfera del planeta que hace que tenga inusualmente altas temperaturas de aproximadamente 476,85 °C. El planeta está demasiado lejos del Sol para que este calor se genere por la radiación ultravioleta, lo que significa que otro mecanismo de calentamiento tiene que estar involucrada, que podría ser la interacción de la atmósfera con los iones en el campo magnético del planeta, o las ondas de gravedad desde el interior del planeta que se disipan en la atmósfera.

Debido a que Neptuno no es un cuerpo sólido, su atmósfera sufre rotación diferencial. La zona ecuatorial  gira con un período de aproximadamente 18 horas, lo que es más lenta que la rotación del campo magnético del planeta que tarda solo 16 horas. Por el contrario, el período de rotación en las regiones polares es de 12 horas.

Esta rotación diferencial es la más pronunciada de cualquier planeta del Sistema Solar, y se traduce en una fuerte cizalladura del viento latitudinal y tormentas violentas. Las tres más impresionante fueron observadas en 1989 por la sonda espacial Voyager 2.

El primero en ser descubierto fue una tormenta anticiclónica masiva que medía 13.000 x 6.600 kilómetros y se asemeja a la Gran Mancha Roja de Júpiter. Conocida como la Gran Mancha Oscura, esta tormenta no fue vista cinco años más tarde (02 de noviembre 1994), cuando el telescopio espacial Hubble miró hacia ahí. En su lugar, una nueva tormenta que era muy similar en apariencia se encuentra en el hemisferio norte del planeta, lo que sugiere que estas tormentas tienen una vida útil más corta que la de Júpiter.

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