DİPNOT:
[I] "... ağır bir ağırlık, nitrojen / oksijen atmosfer gezegen ..."
"Dünya'nın atmosferi gezegeni çevreleyen gazların bir katman ve Dünya'nın yerçekimi tarafından korunur. Bu (molar içerik / hacim olarak) yaklaşık% 78,08 azot,% 20.95 oksijen,% 0.93 argon,% 0.038 karbon dioksit ve diğer gazlar, eser miktarda ve su buharı değişken miktarda (ortalama% 1 civarında) içerir. Gazların Bu karışım yaygın hava olarak bilinir. Atmosfer ultraviyole güneş radyasyonu emerek gündüz ve gece arasındaki sıcaklık aşırı düşürerek yeryüzünde yaşamın korur.
Atmosfer ve uzay arasında kesin bir sınır yoktur. Bu yavaş yavaş uzaya tiner ve kaybolur olur. Atmosfer kütlesinin dörtte üçü gezegen yüzeyinin 11 km mesafededir. Amerika Birleşik Devletleri'nde, 80.5 km (50 tüzüğünde km) yükseklikte üzerinde seyahat eden kişiler astronotlar belirlenir. 120 km (~ 75 km veya 400.000 ft) yükseklikte atmosferik efektler yeniden giriş sırasında fark edilir duruma sınırı çizmektedir. Karman hattı, 100 km (62 mil veya 328.000 ft), ayrıca sık sık atmosfer ve dış uzay arasındaki sınır olarak kabul edilir.
Mars'ın atmosferi nispeten ince ve yüzeyde atmosferik basınç ortalama yüzey seviyesi basıncı ile, Olympus Mons en tepe üzerinde yaklaşık 30 Pa (0.03 kPa) den Hellas Planitia derinliklerinde üzerinden 1155 Pa (1.155 kPa) arasında değişir 600 Pa (0.6 kPa), Dünya'nın 101.3 kPa göre. Ancak, atmosferin ölçekli yüksekliği Dünya'nın 6 km'den biraz daha yüksek yaklaşık 11 km'dir. Mars'taki atmosferi% 95 karbon dioksit,% 3 nitrojen,% 1.6 argon, oluşan ve oksijen, su, ve metan izleri içerir. Atmosfer yüzeyinden bakıldığında Mars gökyüzünde bir kahverengi renk veren, oldukça tozlu; Mars Exploration Rovers verileri askıya toz parçacıkları arasında kabaca 1.5 mikrometre gösterir.
Venüs, Güneş ikinci gezegen olan Dünya'nın atmosferi çok daha yoğun ve daha sıcaktır. Venüs üzerindeki yüzey sıcaklığı ve basıncı sırasıyla 740 K (467 ° C) ve 93 bar bulunmaktadır. Venusian atmosferi imkansız yüzeyinin optik gözlemler hale sülfürik asit, imal kalınlığında kalıcı bulut destekler. Venüs üzerindeki yüzey özellikleri hakkında bilgi zemin ve Venera 15-16 ve Magellan uzay sondası tarafından yapılan radar görüntüleme tarafından özel olarak elde edilmiştir. The main atmosphereric gases on Venus are carbon dioxide and nitrogen, which make up 96.5% and 3.5% of all molecules. Other chemical compounds are present only in trace amounts.
The atmosphere of Venus is in state of a vigorous circulation and super-rotation. The whole atmosphere circles the planet in just four days (super-rotation), which is a short time compared with the sideral rotational period of 243 days. The winds supporting super-rotation blow as fast as 100 m/s. Near the poles of Venus anticyclonic structures called polar vortexes are located. In them the air moves downward. Each vortex is double eyed and shows a characteristic S-shaped pattern of clouds.
Only the ionosphere and thin induced magnetosphere separate venusian atmosphere from the space. They shield the atmosphere from the solar wind, which usually does not penetrate deep into it. However they are incapable of preventing the loss of water, which is continuously blown away by the solar wind through the induced magnetotail.
Despite the harsh conditions on the surface, at about a 50 km to 65 km level above the surface of the planet the atmospheric pressure and temperature is nearly the same as that of the Earth, making its upper atmosphere the most Earth-like area in the Solar System, even more so than the surface of Mars. Due to the similarity in pressure, temperature and the fact that breathable air (21% oxygen, 78% nitrogen) is a lifting gas on Venus in the same way that helium is a lifting gas on Earth.”
- Referans: Wikipedia.org
