Siden vår planet befinner seg i beboelig sone, er en steinplanet og i tillegg har en atmosfære som gjør at vi kan puste, er Jorden i dag den eneste planeten i Solsystemet hvor vi kan bo. Venus og Mars befinner seg også i beboelig sone, men Venus vil aldri kunne bli beboelig for oss. Innen noen hundre år vil derimot Mars kunne bli terraformet , og på sikt bli menneskenes egentlige bosted i Solsystemet . Faktisk vil vi komme til å oppholde oss dobbelt så lenge på Mars som på Jorden!

av Anne Mette Sannes og Knut Jørgen Røed Ødegaard

Menneskene vil aldri kunne bosette seg på vår søsterplanet Venus.
Illustrasjon: ESA (image by Christophe Carreau)

Atmosfærer

Alle planetene i vårt solsystem har en eller annen form for atmosfære. Værsystemene her på Jorden blekner kraftig i forhold til tornadolignende støvstormer på Mars, eller Neptuns stormer som komme opp i 2100 km/t. Også temperaturene varierer, fra Venus’ 462 grader til Uranus’ minus 224.

Atmosfære er gasser som omgir et himmellegeme, for eksempel en planet, en måne, en stjerne (stjerner har også atmosfære) eller et kuiperbelteobjekt. Men hva er det som gjør at Jorden har atmosfære og ikke Månen? Månens atmosfære er så tynn (ca. 10 tonn) at man betrakter Månen som atmosfæreløs. Fordi Månen har for liten masse, er gravitasjonen for svak til at den klarer å holde på luftmolekyler med det resultat at disse forsvinner ut i rommet. Det samme gjelder for asteroider i asteroidebeltet. For at et himmellegeme skal kunne holde på en atmosfære, må gassmolekylenes gjennomsnittshastighet være lavere enn en sjettedel av den såkalte unnslipningshastigheten fra sin egen planet. På Jorden er unnslipningshastigheten 40 000 km/t, mens den på Månen bare er rundt 8500 km/t. Siden dagtemperaturen på Månen kan komme opp i 120 plussgrader, vil en betydelig brøkdel av gassmolekylene nå en fart på over 1400 km/t (en sjettedel av unnslipningshastigheten), og Månen klarer derfor ikke å holde på atmosfæren.

Så hva skal til for at et himmellegeme skal kunne ha en atmosfære? To kriterier må være oppfylt: 1: Objektet må være stort nok til å kunne holde på en atmosfære. 2: Objektet (her: en planet) må ikke befinne seg for nær moderstjernen siden stjernen vil «koke bort» atmosfæren.

Alle planetene i Solsystemet har en eller annen form for atmosfære som varierer fra Merkurs ekstremt tynne, til de store gasskjempenes ekstremt tykke og aktive atmosfærer. Avhengig av planetens sammensetning – altså om den er en steinplanet, en gassplanet eller en iskjempe, som f.eks. Pluto, vil gassene som utgjør atmosfæren være enten hydrogen og helium eller mer komplekse stoffer som oksygen, karbondioksid, metan og ammoniakk.

Her på Jorden er vi omgitt av en atmosfære med en utmerket blanding av oksygen (21 %), nitrogen (78 %) argon (0,09 %), 0,04% karbondioksid, samt små mengder av andre gasser. I tillegg inneholder atmosfæren også variable mengder vanndamp, og det atmosfæriske trykket er på 101,235 kPa. Dersom trykket hadde vært høyere, kunne vi likevel klart oss bra selv om det ville ha vært tungt å for eksempel sykle, og dersom trykket hadde vært lavere, ville vi bare kunnet oppholde oss i lavlandet.

Merkur – Solsystemets tynneste atmosfære

Vår innerste planet er den minste av planetene i Solsystemet, og også den med minst masse, noe som gjør det til en utfordring å kunne holde på en atmosfære som følge av den lave tyngdekraften. Og det faktum at den befinner seg bare noen titalls millioner kilometer fra Solen, gjør ikke saken enklere. Likevel har vår innerste planet en tynn og variabel atmosfære – den tynneste av alle planetene i Solsystemet. Merkur-atmosfæren – eller rettere, eksosfæren – består av hydrogen, helium, oksygen, natrium, kalsium, kalium, magnesium og vanndamp og har et atmosfærisk trykk på bare en billiondel av det vi opplever på Jorden. Partikler som har blitt fanget inn fra solvinden samt støv som har blitt sparket inn i bane etter nedslag av mikrometeoritter samt gasser fra overflaten, danner eksosfæren.

Fordi planeten mangler en stabil atmosfære, er den ikke i stand til å holde på solvarmen. Som følge av dette og dens relativt avlange bane, er det store temperaturvariasjoner fra opptil 427° C på solsiden og ned til -173° C på skyggesiden.

Venus – lyn og ekstreme vinder!

Venus er bare litt større enn Jorden, og med en overflatetemperatur på 462 grader, er vår søsterplanet den varmeste av samtlige planeter. Det høye innholdet av karbondioksid i atmosfæren samt de tette skyene av svoveldioksid forårsaker den sterkeste drivhuseffekten i Solsystemet. Over det tykke laget med karbondioksid kaster skyene (som hovedsakelig består av dråper av svoveldioksid og svovelsyre) rundt 90 % av sollyset tilbake til rommet.

Venusatmosfæren består for det meste av karbondioksid samt små menger av nitrogen. Den atmosfæriske massen er 93 ganger Jordens, og det atmosfæriske trykket på overflaten er ca. 92 ganger høyere enn på vår klode. Sonder som har passert gjennom venusatmosfæren har registrert at høyhastighetsvinder i de øvre atmosfærelagene har sammenheng med høyhastighetsvinder i lavere lag, men det laveste laget av atmosfæren er likevel relativt stillestående. Vindene i de øverste lagene kan nå opp i 300 km/t og roterer rundt planeten hver 4.–5. jorddag. Med denne farten beveger vindene seg opptil 60 ganger så fort som planeten selv roterer, mens de kraftigste vindene på Jorden bare beveger seg 10–20 % av Jordens rotasjonshastighet. I tillegg er disse ekstreme vindene i stand til å produsere lyn, og lynaktiviteten er minst halvparten av det vi opplever på Jorden. Venus sover ikke!

Jorden

Som allerede nevnt, består jordatmosfæren av 78 % nitrogen, 21 % oksygen, 0,09 % argon, 0,04% karbondioksid samt små mengder av andre gasser i tillegg til at den også inneholder variable mengder vanndamp. Atmosfæren består av fem lag (vi starter nærmest overflaten): troposfæren, stratosfæren, mesosfæren, termosfæren og eksosfæren. Lufttrykk og lufttetthet avtar jo høyere man beveger seg i de ulike atmosfærelagene.

NASAs romferge Endeavour i bane i termosfæren. På grunn av vinkelen bildet er tatt fra, ser det ut som romfergen ligger rett over stratosfæren og mesosfæren som i virkeligheten befinner seg 250 kilometer nedenfor. Det oransje laget er troposfæren som går over i den hvite stratosfæren og deretter den blå mesosfæren.
Foto: NASA/Crew of Expedition 22

Volumandel av stoffene i Jordens atmosfære. Det nederste diagrammet viser fordelingen av sporgassene som samlet utgjør 0,038 av atmosfæren (0,043 % med CO2-mengden målt i 2014).
Illustrasjon: Wikipedia

Troposfæren

Troposfæren som strekker seg fra havnivå til rundt 12–17 kilometers høyde, inneholder rundt 80 % av massen til Jordens atmosfære, og nesten all vanndamp (og fuktighet) befinner seg i dette laget. Det er med andre ord her alt “været” skjer, med unntak av såkalte perlemorskyer og lysende nattskyer, men sistnevnte regnes ikke som værfenomen.

Stratosfæren

Det neste laget, stratosfæren, strekker seg fra troposfæren og videre til en høyde av rundt 50 kilometer. Det er i dette laget vi finner ozonlaget – den delen av atmosfæren som inneholder forholdsvis høye konsentrasjoner av ozongass.

Mesosfæren

Mesosfæren strekker seg videre til ca. 80 kilometer, og det er her det er aller kaldest med en gjennomsnittstemperatur på rundt minus 85 grader.

Termosfæren

Termosfæren (det nest høyeste laget), strekker seg fra rundt 80 til 500–1000 km. Den lavere delen av dette laget (fra 80 til 550 kilometer), kalles ionosfæren og har fått dette navnet fordi det er her partikler blir ionisert av solstrålingen. Dette laget inneholder ingen skyer og heller ingen vanndamp, og det er her vi finner nordlysfenomenet Aurora Borealis og Aurora Australis).

Aurora Australia fotograferte fra sydlige deler av Australia.
Foto: Wikipedia/flagstaffotos.com.au

Eksosfæren

Denne øverste delen av Jordens atmosfære strekker seg fra eksobasen øverst i termosfæren i ca. 700 kilometers høyde og til rundt 10 000 kilometer. Eksosfæren går over i tomt rom og består hovedsakelig av svært små mengder av hydrogen og helium samt flere tunge molekyler som nitrogen, oksygen og karbondioksid. Eksosfæren befinner seg for høyt over Jorden til at værfenomener kan inntre, men i blant opptrer nordlys i den lavere delen av dette laget hvor eksosfæren glir over i termosfæren.

Jordens gjennomsnittlige overflatetemperatur er ca. 14 grader, og den varmeste temperaturen som noensinne er registrert er 56,7 grader i Death Valley, USA, mens det kaldeste er den russiske Vostok-stasjonen på Antarktisplatået med minus 89,2 grader.

Blått lys spres mer av gassene i atmosfæren enn andre bølgelengder, og dermed omgis Jorden av en blå «halo» når den ses fra Den internasjonale romstasjonen ISS i 400 kilometers høyde.
Foto: NASA Earth Observatory

Mars – atmosfæren forsvinner!

Den svært tynne atmosfæren til denne planeten består av 96 % karbondioksid, 1,93 % argon, 1,89 % nitrogen og i tillegg spor av oksygen og vann. Den støvete atmosfæren inneholder 1,5 mikrometer store partikler, og forårsaker at himmelen er gulbrun sett fra Mars-overflaten. Det atmosfæriske trykket spenner fra 0,4 – 0,87 kPa, som tilsvarer rundt 1 % av trykket på Jorden ved havnivå.

Som følge av den tynne atmosfæren og at Mars befinner seg lenger unna Solen, er overflatetemperaturen på Mars mye lavere enn på vår klode. Gjennomsnittstemperaturen er minus 46 grader med helt ned i minus 143 ved polområdene om vinteren, mens temperaturen kan komme opp i hele 35 grader i sommerhalvåret og midt på dagen ved ekvator.

For ca. 4,2 milliarder år siden hadde Mars en tykkere atmosfære og et mer gjestmildt klima som gjorde at den både var varmere og fuktigere, omtrent som vår egen klode er i dag. Nyere forskning viser at den tynne atmosfæren, som fortsatt omkranser planeten, lekker ut i rommet som følge av solvinden. Funnene som er gjort avslører at erosjonen av Mars-atmosfæren øker betydelig under solstormer og at Mars i gjennomsnitt mister 100 gram atmosfæregass til rommet per sekund. I tillegg har man funnet ut at en rekke voldsomme solstormer som traff Mars-atmosfæren i mars 2015 gjorde at atmosfæretapet økte dramatisk. Kombinasjonen av økt atmosfæretap og et større antall solstormer i fortiden, tyder på at tapet av atmosfære ut i rommet antagelig var en av hovedårsakene til klimaendringene på Mars. Oppdagelsen gir oss unik innsikt i Mars’ forhistorie og utvikling og også om planeten har kunnet huse liv.

Kunstnerisk fremstilling av NASAs Mars Science Laboratory spacecraft som nærmer seg Mars. 
Foto: NASA/JPL-Caltech 

Tapet av atmosfære førte til et kaldere klima og at vannet frøs. Resultatet ble svakere drivhuseffekt, noe som førte til det motsatte av det som skjedde på Venus, nemlig et betydelig temperaturfall.

Kunstnerisk fremstilling av en solstorm som treffer Mars og tapper ioner fra planetens øvre atmosfære. 
Illustrasjon: NASA&GSFC

Støvstormene på Mars kan utvikle seg til å ligne mindre tornadoer. Slike store støvstormer oppstår når støv blåses ut i atmosfæren og varmes opp slik at det oppstår vinder som blåser med seg støv fra bakken. Den oppvarmede og støvfylte luften stiger, vindene blir kraftigere og danner gigantiske stormer av flere måneders varighet og som kan hindre oss i å se store deler av overflaten.

Man har også funnet spor av metan i Mars-atmosfæren. Observasjonene tyder på at metanet slipper ut i atmosfæren fra spesielle områder – det første mellom Isidis og Utopia Planitia, det andre i Arabia Terra. Romsonden Mars Express fant også spor av ammoniakk, men med relativt kort levetid. Man kjenner ikke til hva som produserte dette, men vulkansk aktivitet har blitt foreslått som en mulig kilde.

Jupiters atmosfære – intenst nordlys

I motsetning til her på Jorden hvor det meste av energien kommer fra Solen, spys det på Jupiter ut varme fra planetens indre. Gasslommer stiger og faller gjennom konveksjonsprosesser, og de lyse båndene (sonene) og de mørke båndene (beltene) representerer ulike skylag som består av ammoniakkrystaller og muligens ammoniakkhydrosulfid. Skyene befinner seg i tropopausen og ligger i ulike bånd på forskjellige breddegrader, såkalte tropiske regioner. Skylaget er ca. 50 kilometer tykt og består av minst to sjikt: et tykt lavere lag og et tynt og klarere område. Det kan også tenkes å være et tynt lag med vanndråper under ammoniakk-laget, noe som er påvist ved at lyn er oppdaget i atmosfæren og som skyldes at vannets polaritet bygger opp ladningene som er nødvendig for å utløse lyn. Observasjoner tyder på at disse elektriske utladningene kan bli opptil tusen ganger så kraftige som de vi ser her på Jorden.

Jupiter fotografert med Hubble-teleskopets Wide Field Camera 21. april 2014.
Foto: NASA, ESA, and A. Simon (Goddard Space Flight Center)

På samme måte som her på Jorden opptrer også nordlys nær Jupiters poler, men nordlysaktiviteten er mye mer intens og pågår nesten hele tiden. Den intense strålingen i kombinasjon med Jupiters magnetfelt og materiale fra Ios vulkaner som reagerer med planetens ionosfære, skaper et spektakulært lysshow!

Og som på Mars, er det også voldsomme værforhold på Jupiter. Vindhastigheter opp til 360 km/t er vanlig i jetstrømmer og kan nå så mye som 620 km/t. Stormer kan oppstå i løpet av bare noen timer, og over natten kan de bli flere tusen kilometer store. En av stormene – Jupiters røde flekk – har pågått siden slutten av 1600-tallet. Stormen har minket og utvidet seg opp gjennom tidene, men de siste årene har flekken blitt mindre, og mye tyder på at Jupiters røde flekk til slutt kan forsvinne.

Saturns atmosfære – ekstreme vinder og stormer ved polene

På samme måte som Jupiter bruker også Saturn 10 timer på en omdreining, og det til tross for at planetens diameter er hele 9 ganger Jordens! Denne hurtige rotasjonen gjør at Saturn blir tydelig større ved ekvator enn ved polene, noe som får planeten til å se noe flattrykt ut.

Saturns skyer har mindre kontraster enn på Jupiter, og siden planeten er mye kaldere, blir de kjemiske reaksjonene annerledes.

Saturns ytre atmosfære inneholder 96,3 % volumandel molekylært hydrogen og 3,25 % helium. Gasskjempen består også av tyngre grunnstoffer. Andelen av disse i forhold til hydrogen og helium er ikke kjent, men man antar at de finnes i omtrent samme mengder som i gasskyen Solsystemet ble til fra.

Det er i tillegg funnet små mengder av ammoniakk, acetylen, etan, propan, fosfin og metan i planetens atmosfære. Det øverste skylaget består av ammoniakk-krystaller, mens det lavere laget ser ut til å inneholde enten ammoniakkhydrosulfid (NH4SH) eller vann. Også Saturn har skybånd som ligner de man ser på Jupiter, men båndene på Saturn er mye svakere og dessuten bredere nær ekvator. Og som på Jupiter, er også skyene her delt inn øvre og nedre lag som varierer i sammensetning avhengig av dybde og trykk.

I det øverste skylaget varierer temperaturen fra 100–160 K (–170 til –110 °C) og et trykk på mellom 0,5–2 bar. Skyene består av ammoniakk-is.

Skyer av vann-is begynner å opptre der trykket er rundt 2,5 bar og fortsetter ned til 9,5 bar. I dette området stiger temperaturen fra minus 88 til minus 3 grader. Iblandet dette laget er også tynt lag av skyer av ammoniumhydrosulfid-is som befinner seg i et område der trykket er 3–6 bar og temperaturer fra 17 til minus 38. De lavere lagene, hvor trykket er mellom 10 og 20 bar og temperaturene er fra minus 3 til 57 grader, inneholder et område med ammoniakkholdige vanndråper.

Noen ganger oppstår ovale strukturer i Saturns atmosfære lignende de som observeres på Jupiter. I perioder har Saturn et fenomen som kalles Den store hvite flekken og som minner om Jupiters røde flekk. Dette sjeldne, men kortvarige fenomenet inntrer en gang hvert Saturn-år (omtrent hvert 30. år) rundt sommersolverv på den nordlige halvkule. Disse hvite flekkene kan bli flere tusen kilometer brede og ble observert i 1876, 1903, 1933, 1960 og 1990. Fenomenet vil antagelig inntre på nytt rundt 2020. Ved hjelp av romsonden Cassini oppdaget forskerne i 2010 et stort bånd av hvite skyer som har blitt kalt Den nordlige elektrostatiske forstyrrelse og som omslutter planeten.

Nest etter Neptun har Saturn de raskeste vindene i Solsystemet. Når det gjelder vindene på Saturn, er disse de nest raskeste i Solsystemet etter Neptun. Data fra Voyager-sonden tyder på vindhastigheter på opptil 1800 km/t. Også på Saturns poler er det påvist stormer, og ved den nordlige polen opptrer vindene i et heksagonalt bølgemønster, mens det rundt den sydlige polen er en kraftig jetstrøm.

Bildene tatt med Voyager-sondene viste at det var et sekskantet bølgemønster rundt den nordlige polen. Hver av sidene i sekskanten er omtrent 13 800 km lange (dvs. lenger enn Jordens diameter) og strukturen roterer med en periode på 10 timer, 39 minutter og 24 sekunder, som antas å tilsvare rotasjonshastigheten til Saturns indre.

En tilsvarende struktur ved den sydlige polen ble først observert med Hubble-teleskopet, og bildene tyder på at det her er snakk om en jetstrøm og ikke en sekskantet, stående bølge. Disse enorme stormene som kan ha pågått i milliarder av år, forårsaker vindstyrker på opptil 550 km/t. Romsonden Cassini observerte i 2006 en storm som hadde et tydelig definert øye og derfor lignet en tropisk orkan her på Jorden. Slike stormer har ikke vært observert andre steder enn på vår planet – ikke engang på stormfulle Jupiter.

Og som den eneste månen i Solsystemet har Saturns største måne Titan også atmosfære! Med en diameter på 5100 kilometer er Titan den nest største månen i Solsystemet, bare såvidt mindre enn Jupiters måne Ganymedes. Titans atmosfære består hovedsakelig av nitrogen – hele 99 % – med andre ord ikke det mest perfekte sted for oss mennesker å trekke pusten. Overflatetrykket er 1,5–2 bar, og temperaturen er på rundt 180 minusgrader. Rødaktige skyer danner en synlig «overflate» rundt 200 kilometer over bakken.

Dette spektakulære bildet i kunstige farger fra Cassini-sonden fremhever stormene ved Saturns nordpol. Øyet på en storm som ligner en tropisk orkan her på Jorden, er mørkerødt, mens den hurtige, heksagonale jetstrømmen som rammer den inn, er gulgrønn. Lavtliggende skyer som virvler rundt inne i den heksagonale strukturen, ses med matt oransje farge. En mindre virvel dukker oppe nede til høyre i bildet. Ringene til Saturn ses i kraftig blåfarge øverst til høyre.
Foto: NASA/JPL-Caltech/SSI

Uranus’ atmosfære – den kaldeste av alle

I et teleskop har Uranus en grønnaktig farge, noe som skyldes at skybåndene absorberer metan i nær-infrarødt. En del av det røde lyset blir også absorbert, noe som etterlater den grønne og blå delen av spektret uberørt. Planeten har få særpreg siden skyene befinner seg under en tykk dis, og temperaturen i skytoppene er rundt 84K (–189 °C).

I likhet med Jupiter og Saturn, består Uranus atmosfære hovedsakelig av hydrogen og helium. I lavere del av atmosfæren finnes flere flyktige stoffer – frosne gasser –som vann, ammoniakk og metan, men på grunn av den lave temperaturen i den øvre atmosfæren inneholder denne svært få gasser tyngre enn hydrogen og helium. Men temperaturer så lavt som 49 K (–224 °C), er Uranus’ atmosfære den kaldeste av alle.

Atmosfæren består av den samme lagdelingen som på Jorden, men med ett unntak: Uranus har ingen mesosfære. Og som på de andre gassplanetene, har den heller ingen fast overflate. Forskerne definerer likevel “overflaten” som området hvor det atmosfæriske trykket overstiger 1 bar (trykket ved havnivå her på Jorden). Alt som er tilgjengelig for fjernmåling og som strekker seg ned til ca. 300 kilometer under nivået med 1 bar blir også regnet som atmosfære.

Lengst nede finner vi troposfæren – det tykkeste laget i Uranus’ atmosfære og som strekker seg fra –300 til 50 kilometer og hvor atmosfæretrykket spenner fra 100 til 0,1 bar (10 MPa til 10 kPa). I dette området varierer temperaturen fra 320 K (47 °C) nederst til 53 K (–220 °C) ved 50 kilometer, noe som gjør denne øvre delen av Uranus’ troposfære til det kaldeste stedet i Solsystemet. Mesteparten av varmestrålingen fra Uranus kommer fra tropopause-området, noe som medfører at den effektive temperaturen er 59,1 ± 0,3 K.

I troposfæren finnes ulike skylag – skyer av vanndråper ved lavest trykk (1,2 bar) hydrogensulfid og ammoniakk-skyer ved 3–10 bar, ammoniumhydrosulfid-skyer ved 20–40 bar, og til slutt skyer av vanndråper ved nivåer under 50 bar. Deretter følger ammoniakk og hydrogensulfid-skyer. Til slutt ligger et tynt lag av metanskyer. Det er bare de øverste to skylagene som har blitt observert direkte, skyene lenger ned er kun antatt å eksistere. Over skyene er flere tynne lag med fotokjemisk dis. Frittsvevende lyse troposfæriske skyer er sjeldne på Uranus, noe som trolig skyldes langsom konveksjon i planetens indre. Likevel har observasjoner av denne typen skyer blitt brukt for å måle planetens sonale vinder som er bemerkelsesverdig raske med hastighet på opp til 240 m/s.

Deretter kommer stratosfæren (fra 50–4000 km) hvor trykket er mellom 0,1 og 10-10 bar (10 kPa to 10 µPa.) I dette laget varierer temperaturen fra 53 K (–220 °C) i øvre sjikt til 800–850 K (527–577 °C) nederst i termosfæren, noe som i stor grad skyldes varme fra solstrålingen. Dette atmosfærelaget inneholder etan-smog som bidrar til planetens relativt konturløse utseende, samt metan og acetylen som hjelper til med å varme opp stratosfæren.

Når det gjelder Uranus’ atmosfære, vet vi ikke så mye om denne siden den kun har blitt undersøkt av ett romfartøy – sonden Voyager 2 i 1986.

Det ytterste laget, termosfæren samt koronaen, strekker seg fra 4000 til så høyt som 50 000 km fra overflaten. Dette området har en jevn temperatur på 800–850 K (577 °C), selv om forskerne er usikre på årsaken. På grunn av planetens store avstand fra Solen, kan ikke absorbert sollys være hovedårsaken.

Uranus er innhyllet i tette skyer og fremstår som en nesten konturløs verden når den observeres i synlig lys.
Foto: NASA

Neptun – Solsystemets kraftigste vinder og planeten med tydeligst differensiell rotasjon

Dette betyr at Neptun roterer i ulike hastigheter i ulike deler av planeten, noe som er vanlig for objekter som ikke har fast masse.

I likhet med Jupiter og Saturn, er også Neptuns atmosfære hovedsakelig sammensatt av hydrogen (80 %) og helium (19 %) i tillegg til spor av hydrokarboner og muligens nitrogen, men i tillegg har den høyere andel av frosne gasser som vann, ammoniakk og metan. Noe av årsaken til at forskere i blant omtaler Uranus og Neptun som iskjemper, er for å understreke denne forskjellen. På samme måte som Uranus, består Neptuns indre hovedsakelig av is og stein. Spor av metan i de ytre delene av planeten er delvis årsak til dens blåaktige utseende, noe som også er tilfelle for Uranus, men Neptuns blåfarge er mørkere og mer levende. Siden metaninnholdet i Neptuns atmosfære er lik metaninnholdet i Uranus-atmosfæren, antar man at Neptuns mer intense farge skyldes en hittil ukjent bestanddel.

I motsetning til den disige og forholdsvis konturløse atmosfæren til Uranus, har Neptuns atmosfære mer aktive og synlige værmønstre. Under Voyagers flyby i 1989, hadde for eksempel planetens sydlige halvkule en stor mørk flekk som kunne sammenlignes med Jupiters store røde flekk. Disse værsystemene er drevet av de kraftigste registrerte vindene til noen av planetene i Solsystemet med hastigheter på opptil 2100 kilometer i timen (580 m/s), med andre ord 17 ganger grensen for orkan! Som følge av Neptuns store avstand til Solen, er Neptuns ytre atmosfære en av de kaldeste i Solsystemet med temperaturer i skytoppene på ned mot 55 K (-218 °C). Temperaturene i planetens sentrum er rundt 5 400 K (5 100 °C). Neptun har et lite og fragmentert ringsystem som først ble oppdaget i 1960-årene og bekreftet av Voyager 2.

Neptuns atmosfære består av to hoveddeler: Den nedre delen der temperaturen avtar med høyden, kalles troposfæren. Over denne er stratosfæren hvor temperaturen øker med høyden. Grensesjiktet mellom disse lagene, tropopausen, befinner seg i en høyde der trykket er 0,1 bar (10 kPa). Over stratosfæren finnes termosfæren der trykket er bare 10-5 to 10-4 mikrobar (1 til 10 Pa) og gradvis går over i eksosfæren.

Neptuns spektre tyder på at planetens nedre stratosfære er disig fordi små partikler dannes av vekselvirkningen mellom UV-stråling fra Solen og metan ( samme prosess som i Plutos tynne atmosfære). I stratosfæren er det også små mengder av karbonmonoksid og hydrogencyanid, og det er disse stoffene som forårsaker at stratosfæren til Neptun er varmere enn det tilsvarende laget på Uranus, selv om Neptun er betydelig lenger fra Solen.

Planetens termosfære har uvanlig høy temperatur, omkring 480 °C. Avstanden til Solen er altfor stor til at varmen kan skyldes UV-stråling slik at det må finnes en annen forklaring, for eksempel at atmosfæren vekselvirker med ioner i magnetosfæren eller at tyngdebølger fra kjernen avgir energi i atmosfæren. Inntil videre er de høye temperaturene imidlertid et mysterium.

Skysystemene på Neptun (inkludert vindhastigheter) i kunstige farger .
Foto: NASA/ Erich Karkoschka

Skybånd i Neptuns atmosfære.
Foto: NASA/JPL

Film av skybeltene og rotasjonen til Neptun.
Film: NASA

Fordi Neptun ikke er et fast legeme, har planeten differensiell rotasjon. Den brede ekvatorsonen roterer med en periode på over 18 timer, noe som er saktere enn den 16,1 timer lange rotasjonen til planetens magnetfelt. Men ved polområdene er rotasjonstiden bare 12 timer.

Denne differensielle rotasjonen er den mest markerte av alle planetene i Solsystemet og resulterer i et sterkt vindskjær mellom de ulike breddegradene samt voldsomme stormer. De tre mest imponerende ble oppdaget av Voyager 2 i 1989 og har fått navn etter utseendet.

Den første som ble oppdaget var en enorm antisyklonisk storm som målte hele 13 000 x 6600 kilometer og fikk navnet «Den store mørke flekken» fordi den lignet Jupiters store røde flekk. Da romteleskopet Hubble ble brukt til å lete etter denne flekken fem år senere ble den ikke funnet, i stedet fant Hubble en ny og svært lik storm på planetens nordlige halvkule, noe om tydet på at disse stormene har kortere levetid enn stormene på Jupiter.

En annen storm, «Sparkesykkelen», en hvit skygruppe som befinner seg lenger syd enn Den store mørke flekken, var den nest sterkeste stormen som ble oppdaget under nærpasseringen i 1989. Opprinnelig var den fullstendig mørk, men da Voyager 2 nærmet seg planeten, utviklet det seg en lysende kjerne som var synlig på bildene med best oppløsning.

Bildene er fra Voyager 2 er behandlet på nytt for tydeligere å få frem Den store mørke flekken (oppe til venstre) og Den lille mørke flekken (nede i midten).
Foto: NASA/JPL

Klikk på “Liker” og få melding når nye saker legges ut!

MER INFORMASJON

Universetoday.com: What is the atmosphere like on other planets?

Illvit.no: Hvorfor har Månen ikke noen atmosfære?

Wikipedia: Atmosphere of Earth