Atmosféra (kozmického telesa)

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie
Atmosféra Titanu

Atmosféra je vo všeobecnosti plynný obal kozmického telesa, napríklad planéty, mesiaca, kométy alebo hviezdy. Pri telese je pridržiavaná jeho gravitáciou. Najlepšie preskúmaná je atmosféra Zeme.

Atmosféra terestrických telies (telies s pevným povrchom) je zospodu ohraničená kôrou planéty (litosférou) a zhora sa pozvoľne rozplýva do okolitého kozmického priestoru. Atmosféra hviezd, rovnako ako atmosféra joviálnych planét je na rozdiel od atmosféry kamenných telies špecifická tým, že nie je možné presne definovať hranicu medzi atmosférou a vlastným telesom. Joviálne planéty sú zložené predovšetkým z plynu, ktorý postupne smerom k jadru telesa hustne, až prechádza do kvapalného skupenstva a neskôr do tuhého. Hviezdy sú tvorené plazmou, ktorá je vo väčšej hĺbke čoraz hustejšia. Ako hranica medzi atmosférou hviezdy a jej vlastným telesom sa používa sféra, kedy už hustnúca plazma prestane byť priehľadná pre fotóny viditeľného svetla. Táto sféra sa nazýva fotosféra.

Ani atmosféra pevných telies nie je izolovaný systém. Vstupuje do interakcie hlavne s povrchom planéty a s jej magnetosférou. Niektoré vlastnosti, napríklad výšku hornej hranice atmosféry ovplyvňuje hviezdny vietor. Atmosféru pevných telies možno z hľadiska elektrického náboja rozdeliť na neutrosféru, ktorá obsahuje hlavne elektricky neutrálne častice a ionosféru, ktorá sa nachádza nad ňou a obsahuje veľa iónov. Atmosféra hviezd sa obvykle delí na tri základné vrstvy: fotosféru (niekedy ešte nezaraďovanú k atmosfére), chromosféru a korónu.

Nenulový atmosférický tlak je podmienkou pre výskyt vody v kvapalnom skupenstve a teda aj nepriamo podmienkou výskytu života na kozmickom telese.

Atmosféry telies slnečnej sústavy[upraviť | upraviť zdroj]

Atmosféru majú všetky joviálne planéty slnečnej sústavy, teda Jupiter, Saturn, Urán a Neptún. Aj všetky terestriálne planéty slnečnej sústavy, čiže Merkúr, Venuša, Zem a Mars majú atmosféru. Atmosféra Merkúru je však taká riedka (jeho atmosférický tlak je len 2.10-7 Pa), že sa o ňom niekedy hovorí ako o telese bez atmosféry. Najhustejšiu atmosféru z terestriálnych planét má Venuša, ktorej atmosférický tlak na povrchu je až 9321,9 kPa.

Atmosféra bola zistená aj na mnohých prirodzených obežniciach veľkých planét, hlavne na Galileiho mesiacoch Jupitera, ako aj na Saturnovom mesiaci Titan, ktorý má vôbec najhustejšiu atmosféru zo všetkých mesiacov. Jeho atmosféra je hustejšia ako atmosféra Zeme. Vo všeobecnosti môže mať atmosféru každé teleso, ktorého úniková rýchlosť na povrchu je menšia ako rýchlosť tepelného pohybu molekúl. Z tohto dôvodu má riedku atmosféru aj Pluto, hoci je menší (a má teda aj menšiu gravitáciu), ako Mesiac, ktorý je bez atmosféry. Niektoré telesá majú atmosféru, resp. hustejšiu atmosféru, len dočasne, keď sa na svojej dráhe približujú k Slnku. Vtedy sa pod vplyvom zvýšeného slnečného žiarenia časť látok tvoriacich ich povrch vyparuje alebo sublimuje do atmosféry, atmosféra sa zahusťuje a tým zvyšuje atmosférický tlak. Pri vzďaľovaní sa od Slnka tieto vrstvy atmosféry opäť zamrznú a stanú sa súčasťou povrchu. Príkladom telesa so sezónne sa meniacou atmosférou je Neptúnov mesiac Triton, ale aj kométy, ktorých dočasná atmosféra je nazývaná koma.

Vlastnosti atmosféry[upraviť | upraviť zdroj]

Bez ohľadu na chemické zloženie majú plynné obaly pevných telies niektoré spoločné vlastnosti. Všeobecne atmosféra pôsobí ako tepelný regulátor, takže čím hustejšiu atmosféru teleso má, tým sú jeho rozdiely medzi dennou a nočnou teplotou menšie.

Atmosféra absorbuje a rozptyľuje časť elektromagnetického žiarenia, ktoré planéta dostáva od Slnka (resp. inej hviezdy). Prepúšťa len určité oblasti spektra, ktoré sa nazývajú atmosférické okná. Táto vlastnosť atmosféry je dôležitá pri ochrane živých organizmov pred nebezpečnými zložkami žiarenia z kozmu.

Aj časť žiarenia, ktorá sa celkom nepohltí, je pri prechode atmosférou oslabená. Preto sú nebeské telesá, napríklad hviezdy pri pozorovaní cez atmosféru slabšie, ako pri pozorovaní z vesmíru. K najmenšiemu skresleniu jasnosti telies dochádza v zenite, k najväčšiemu v blízkosti obzoru. Svetlo sa v atmosfére tiež láme a odkláňa sa od svojho pôvodného smeru, preto sú hviezdy pri pozorovaní cez atmosféru mierne posunuté oproti svojim skutočným polohám a to smerom k zenitu. Tento jav sa nazýva astronomická refrakcia.

Atmosféra tiež chráni povrch telesa pred meteoroidmi a to tým účinnejšie, čím je hustejšia. Telesá vznikajúce do atmosféry veľkými rýchlosťami sa zrážajú s časticami atmosféry, v dôsledku čoho sa začnú prudko zahrievať a vyparovať. Tento proces sa nazýva ablácia a vytvorí okolo pôvodného telesa žiariaci kužeľ ionizovaných častíc, ktorý nazývame meteor. Ak sa pri tomto deštruktívnom procese nevyparí teleso celé a nejaká jeho časť dopadne na povrch planéty alebo mesiaca, dopadnuté teleso sa nazýva meteorit. Veľké meteority vytvárajú impaktné krátery. Telesá s hustou atmosférou majú všeobecne menej impaktných kráterov na povrchu ako telesá s riedkou atmosférou alebo bez atmosféry, pretože veľa telies pri prelete atmosférou úplne zhorí alebo sa ich veľkosť výrazne zredukuje. Menšie množstvo impaktných kráterov však môžu mať telesá aj vďaka erózii alebo sopečnej činnosti.

Vznik a vývoj atmosfér[upraviť | upraviť zdroj]

Vznik atmosféry[upraviť | upraviť zdroj]

Pri plynných a plazmových telesách je atmosféra ich prirodzenou súčasťou už od čias ich formovania. V prípade joviálnych planét hovoríme o tzv. prvotnej atmosfére, čo znamená, že vznikla už pri formovaní z týchto planét z protoplanetárneho disku. Chemické zloženie týchto atmosfér sa od čias ich vzniku zmenilo len málo. Pevné telesá nadobudli svoj vzdušný obal uvoľnením plynov zo svojho vnútra, dopadom asteroidov a komét obsahujúcich prchavé látky, alebo gravitačným nabalením materiálu z okolia. O týchto atmosférach sa predpokladá, že podstúpili dlhý vývoj a ich chemické zloženie sa podstatne líši od ich pôvodného zloženia po sformované slnečnej sústavy. Takéto vekom značne zmenené atmosféry sa nazývajú druhotné atmosféry. Druhotné atmosféry sú napríklad značne ochudobnené o vodík a hélium, pretože gravitácia telies nepostačovala na udržanie si týchto dvoch najľahších chemických prvkov.

Strata atmosféry[upraviť | upraviť zdroj]

Termálny únik[upraviť | upraviť zdroj]

Viaceré telesá v histórii slnečnej sústavy možno mali atmosféru, ale postupne ju čiastočne alebo úplne stratili. Plyn sa z atmosféry stráca, keď rýchlosť jeho častíc presiahne únikovú rýchlosť. To sa stáva najčastejšie pod vplyvom vysokej teploty - vtedy hovoríme o takzvanom termálom úniku. Čím slabšiu gravitáciu má teleso, tým nižšia teplota je dostačujúca na to, aby z nej častice unikali. Významnú úlohu hrá hmotnosť častíc. Najľahšie unikajú voľné atómy najľahšieho plynu - vodíka. Hranica, pri ktorej vodík nezadržateľne opúšťa zemskú atmosféru, je približne 500 km a teplota, pri ktorej k tomu dochádza, nad 1000 kelvinov. Hoci priemerná rýchlosť atómov vodíka v tejto výške a pri tejto teplote je stále len polovica z druhej únikovej rýchlosti, častice atmosféry v takejto výške sú už také riedke, že v ich rýchlostiach sú obrovské rozdiely, ktoré sa nestíhajú vyrovnávať. Preto majú niektoré častice už vyššiu rýchlosť, ako je úniková rýchlosť. Zemskú atmosféru opúšťajú každú sekundu tri kilogramy vodíka a 50 gramov hélia (druhý najľahší plyn). Unikajúci vodík možno vidieť na ultrafialových snímkach ako veľké halo obaľujúce Zem. Tento spôsob postupného "vyparovania sa" atmosféry sa nazýva Jeansov únik. Predpokladá sa, že práve Jeansov únik je vo veľkej miere zodpovedný za to, že o svoju atmosféru prišiel Mesiac.

Ďalším spôsobom termálneho úniku je strata atmosféry pod vplyvom UV žiarenia hviezdy. Atmosféra planéty absorbuje UV žiarenie a premení ho na teplo. Teplo spôsobí rozpínanie atmosféry, ktoré napokon vyústi do vypudenia celého oblaku molekúl do kozmu. Tento spôsob úniku plynov z atmosféry sa označuje ako hydrodynamický a plyn, ktorý takto opúšťa atmosféru planéty sa nazýva planetárny vietor. Hydrodynamický únik sa predpokladá aj v atmosférach exoplnét.

Netermálny únik[upraviť | upraviť zdroj]

Netermálny únik zahŕňa nadobudnutie druhej únikovej rýchlosti bez pomoci tepla. Častice môžu nadobudnúť vysoké rýchlosti pri chemických reakciách a vzájomných kolíziách častíc. Elektricky nabité častice - ióny sú veľmi ovplyvňované magnetickým poľom planéty, ktoré ich väčšinou nepustí. Ak však majú dostatočnú rýchlosť, môžu unikať pozdĺž takzvaných neukotvených siločiar magnetického poľa. Iným spôsobom úniku iónu z magnetosféry planéty je jeho kolízia s neutrálnym atómom. Tomu ión vytrhne elektrón, čím sa sám neutralizuje a ako neutrálna častica už nespadá pod pôsobenie magnetického poľa, takže môže uniknúť.

Impakty[upraviť | upraviť zdroj]

Zrážka s iným telesom spôsobí jednorazové vymrštenie do kozmu oveľa väčšej časti atmosféry, ako za rovnakú časovú jednotku unikne termálnymi či netermálnymi procesmi. Pri náraze sa veľká časť impaktora aj zasiahnutého objektu vyparí. Stúpajúci horúci oblak plynu z obidvoch telies so sebou strháva aj častice atmosféry. Čím je atmosféra redšia, tým väčší fragment z nej pri zrážke unikne, čím sa ešte väčšmi zriedi a nasledujúci impakt bude ešte drvivejší. Takouto reťazovou reakciou môže teleso postupne prísť takmer o celú atmosféru. Najľahšie opäť unikajú chemické prvky s najmenšou hmotnosťou. Podľa jednej teórie sa práve impakty pričinili o to, že veľké Jupiterove mesiace Ganymedes a Kallisto sú prakticky bez atmosféry.

Hoci impakty atmosféru väčšinou odnášajú, pokiaľ majú impaktujúce telesá dostatočné zastúpenie prchavých látok, napríklad vodného ľadu, môžu atmosféru zahusťovať.