Atmosfera planetaria

L'atmosfera di Venere è costituita principalmente da anidride carbonica . Contiene piccole quantità di azoto e altri oligoelementi, inclusi composti a base di idrogeno , azoto , zolfo , carbonio e ossigeno . L'atmosfera di Venere è molto più calda e densa di quella della Terra, sebbene sia più stretta. Mentre i gas serra riscaldano lo strato inferiore, raffreddano lo strato superiore, determinando la creazione di termosfere compatte. Secondo alcune definizioni, Venere non ha una stratosfera.

La troposfera inizia in superficie e si estende fino a un'altitudine di 65 chilometri (un'altitudine alla quale la mesosfera è già stata raggiunta sulla Terra). Nella parte superiore della troposfera, la temperatura e la pressione raggiungono livelli simili a quelli della Terra. I venti di superficie sono di pochi metri al secondo e raggiungono i 70  m / so più nella troposfera superiore. La stratosfera e la mesosfera si estendono da 65  km a 95  km sul livello del mare. La termosfera e l'esosfera iniziano a circa 95  km e alla fine raggiungono il limite dell'atmosfera, tra 220 e 250  km .

La pressione dell'aria sulla superficie di Venere è circa 92 volte quella della Terra. L'enorme quantità di CO 2presente nell'atmosfera crea un potente gas serra , che aumenta la temperatura a circa 470  ° C , un'atmosfera più calda di qualsiasi altro pianeta del Sistema Solare.

L'atmosfera marziana è molto sottile ed è costituita principalmente da anidride carbonica , con un po 'di azoto e argon . La pressione superficiale media su Marte è di 0,6 - 0,9  kPa , rispetto a circa 101  kPa per la Terra. Ciò si traduce in un'inerzia termica molto più bassa e, di conseguenza, Marte è soggetto a forti maree termiche che possono alterare la pressione atmosferica globale fino al 10%. La sottigliezza dell'atmosfera aumenta anche la variabilità della temperatura sul pianeta. Le temperature sulla superficie di Marte sono variabili. Possono sperimentare minime di circa -140  ° C durante gli inverni polari e aumenti fino a 20  ° C durante le estati.

Tra le missioni Viking e Mars Global Surveyor (MGS), Marte mostra "le temperature atmosferiche più fredde ( 10 - 20  K ) osservate durante gli anni del perielio nel 1997 e 1977". Inoltre, "l'atmosfera dell'afelio globale su Marte è più fresca, meno polverosa e più nuvolosa di quanto riportato sulla climatologia vichinga stabilita", con "temperature dell'aria generalmente più fresche e una concentrazione di polvere inferiore in questi giorni. Decenni su Marte rispetto al periodo studiato dal Missione vichinga. Il Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), su un set di dati più piccolo, non mostra alcun riscaldamento della temperatura media globale e mostra anche un possibile raffreddamento. “Il radiometro MCS (Mars Climate Sounder) MY misura che 28 temperature sono in media 0,9 (giorno) e 1,7  K (notte) più fredde rispetto a TES (spettrometri a infrarossi termici) MY 24 misurano. "Da una prospettiva locale e regionale, tuttavia, i cambiamenti del tipo" buco della Gruyère "nello strato ghiacciato di anidride carbonica al Polo Sud di Marte, osservati tra il 1999 e il 2001, suggeriscono che le dimensioni della calotta polare meridionale stanno diminuendo. recenti osservazioni indicano che il Polo Sud di Marte continua a sciogliersi. "Evapora nello stesso tempo e ad una velocità fenomenale", ha detto Michael Malin , ricercatore principale della Mars Orbiter Camera. I buchi nel ghiaccio stanno diventando più grandi di circa 3 metri. all'anno. Michael Malin afferma che le condizioni su Marte non stanno attualmente portando alla formazione di nuovi ghiacci. Un sito web ha suggerito che questo è indicativo del "cambiamento climatico in corso" su Marte . Diversi studi suggeriscono che questo potrebbe essere un fenomeno locale piuttosto che globale fenomeno.

Per Colin Wilson, le variazioni osservate sono causate da irregolarità nell'orbita di Marte. William Feldman ipotizza che il riscaldamento potrebbe derivare dal fatto che Marte sta emergendo da un'era glaciale . Altri scienziati affermano che il riscaldamento è dovuto ai cambiamenti dell'albedo causati dalle tempeste di sabbia. Lo studio prevede che il pianeta potrebbe continuare a surriscaldarsi, a seguito del feedback .

Dopo la solidificazione della Terra, in seguito al degassamento delle rocce, la CO 2 era molto più abbondante di oggi, consentendo così un effetto serra molto maggiore simile a Venere e Marte. Questo effetto ha permesso di mantenere una temperatura media prossima a quella odierna (~ 15  ° C ). Nel tempo, l'intensità del Sole è aumentata e il livello di CO 2 è diminuito a causa del ciclo del carbonio che ha trasformato parte del gas sotto forma di rocce carbonatiche.

Attualmente nell'aria si trovano solo tracce di CO 2 . Inoltre, l'intenso sviluppo della vita sulla Terra (circa 2 miliardi di anni fa) ha favorito l'aumento dell'ossigeno nell'atmosfera grazie alla fotosintesi delle piante. Il ciclo del carbonio e lo sviluppo della vita spiegano che la nostra atmosfera attuale è composta principalmente da azoto N 2 e ossigeno O 2 .

Giganti del gas

I quattro pianeti al di fuori del sistema solare sono i pianeti giganti gassosi . Condividono alcune somiglianze atmosferiche. Hanno tutti atmosfere composte principalmente da idrogeno ed elio e che si mescolano all'interno del liquido a pressioni superiori al punto critico , in modo che non vi sia una chiara demarcazione tra l'atmosfera e il corpo del pianeta.

L' alta atmosfera di Giove è composta da circa il 75% di idrogeno e il 24% di elio in massa, quindi l'1% di altri elementi rimanenti. L'interno contiene materiali più densi con una distribuzione di circa il 71% di idrogeno, il 24% di elio e il 5% di altri elementi in massa. L'atmosfera contiene tracce di metano , vapore acqueo , ammoniaca e composti di silicio . Sono presenti anche tracce di carbonio , etano , idrogeno solforato , neon , ossigeno , fosfina e zolfo . Lo strato esterno dell'atmosfera contiene cristalli di ammoniaca congelata, probabilmente sovrapposti a un sottile strato d' acqua .

Giove è ricoperto da uno strato di nubi spesso circa 50  km . Le nuvole sono composte da cristalli di ammoniaca e presumibilmente idrosolfuro di ammonio. Le nuvole si trovano nella tropopausa e sono organizzate in bande di diverse latitudini , note come tropici. Questi sono suddivisi in "zone" con tonalità più chiare e "cinture" con tonalità più scure. Le interazioni opposte di questi schemi di circolazione atmosferica causano tempeste e turbolenze . La caratteristica più nota dello strato di nubi è la Grande Macchia Rossa , una tempesta permanente ad alta pressione situata a 22 ° a sud dell'equatore che è più ampia della Terra. Nel 2000, una caratteristica atmosferica si è formata nell'emisfero meridionale, entrambi simili nell'aspetto alla Grande Macchia Rossa, ma di dimensioni più piccole. Il lungometraggio è stato chiamato Oval BA , ed è stato soprannominato Red Spot Junior (il piccolo punto rosso).

Le osservazioni di Red Spot Jr. suggeriscono che Giove potrebbe vivere un episodio di cambiamento climatico globale. Si presume che questo fenomeno faccia parte di un ciclo climatico globale di 70 anni caratterizzato dalla formazione relativamente rapida e dalla successiva lenta erosione dei vortici, nonché dalla loro fusione ciclonica e anticiclonica nell'atmosfera di Giove. Questi vortici facilitano lo scambio di calore tra i poli e l'equatore. Se si sono sufficientemente erosi, lo scambio termico è notevolmente ridotto e le temperature circostanti possono subire un cambiamento fino a 10  K , con i poli che si raffreddano e un equatore che si riscalda. La forte differenza di temperatura che ne deriva destabilizza l'atmosfera e quindi porta alla creazione di nuovi vortici.

L' atmosfera esterna di Saturno è composta da circa il 93,2% di idrogeno e il 6,7% di elio. Sono state rilevate anche tracce di ammoniaca, acetilene , etano, fosfina e metano. Proprio come Giove, le nuvole superiori su Saturno sono composte da cristalli di ammoniaca, mentre le nuvole inferiori sono composte da idrosolfuro di ammonio (NH 4 SH) o acqua.

L'atmosfera saturniana è simile a quella di Giove in diversi modi. Ha fasce simili a quelle di Giove, ea volte ha forme ovali per un tempo molto lungo, causate dalle tempeste. Una formazione di tempesta paragonabile alla Grande Macchia Rossa di Giove, la Grande Macchia Bianca, è un fenomeno di breve durata, che si forma in un periodo di 30 anni. Questo fenomeno è stato osservato l'ultima volta nel 1990. Tuttavia, le tempeste e le bande sono meno visibili e attive di quelle di Giove, a causa della presenza di nebbie di ammoniaca sovrapposte alla troposfera di Saturno.

L'atmosfera di Saturno ha diverse caratteristiche insolite. I suoi venti sono tra i più veloci del sistema solare, con i dati del programma Voyager che indicano venti orientali di 500  m / s . È anche l'unico pianeta che ha un vortice polare caldo e l'unico pianeta oltre alla Terra in cui sono state osservate nuvole di tipo occhio (ciclone) in strutture simili agli uragani.

L'atmosfera di Urano è composta soprattutto da gas e vari ghiacci. Contiene circa l'83% di idrogeno, il 15% di elio, il 2% di metano e tracce di acetilene. Proprio come Giove e Saturno, Urano ha uno strato di bande di nubi, sebbene non sia facilmente visibile senza l'aiuto di immagini ottimizzate del pianeta. A differenza dei giganti gassosi più grandi, le basse temperature dello strato di nubi superiore di Urano, che possono scendere fino a 50  K , provocano la formazione di nubi a partire dal metano anziché dall'ammoniaca.

Meno attività temporale è stata osservata sull'atmosfera di Urano rispetto alle atmosfere di Giove o Saturno, a causa della presenza di nebbie di metano e acetilene nella sua atmosfera, facendola apparire come un globo azzurro opaco. immagini scattate nel 1997 dall'Hubble (telescopio spaziale) hanno mostrato l'attività dei temporali nella parte dell'atmosfera risultante dall'inverno di Urano di 25 anni. La generale mancanza di attività temporale potrebbe essere correlata all'assenza di un meccanismo interno di generazione di energia in Urano, una caratteristica unica tra i giganti gassosi.

L'atmosfera di Nettuno è simile a quella di Urano. Contiene circa l'80% di idrogeno, il 19% di elio e l'1,5% di metano. Tuttavia, l'attività meteorologica su Nettuno è molto più attiva e la sua atmosfera è molto più blu di quella di Urano. I livelli atmosferici superiori raggiungono temperature di circa 55  K , consentendo la formazione di nubi di metano nella sua troposfera, conferendo al pianeta il suo colore blu oltremare. Più in profondità nell'atmosfera, le temperature sono in costante aumento.

Nettuno ha sistemi meteorologici estremamente dinamici, comprese alcune delle velocità del vento più elevate nel sistema solare, che si ritiene siano generate dal flusso di calore interno. I venti specifici nella fascia della regione equatoriale possono raggiungere velocità di circa 350  m / s , mentre i sistemi temporaleschi possono avere venti fino a 900  m / s , quasi la velocità del suono nell'atmosfera di Nettuno. Sono stati identificati diversi sistemi di tempeste significativi, tra cui il Great Dark Spot, un sistema di tempesta ciclonica di dimensioni eurasiatiche, lo Scooter, una nuvola bianca a sud del Great Dark Spot, così come il Small Dark Spot, una tempesta ciclonica a sud di Nettuno.

Nettuno , il pianeta più distante dalla Terra, ha guadagnato luminosità dal 1980. La luminosità di Nettuno è statisticamente correlata con la sua temperatura stratosferica. Hammel e Lockwood hanno ipotizzato che il cambiamento di luminosità includa una componente di variazione solare oltre a una componente stagionale, sebbene non abbiano trovato una correlazione statisticamente significativa con la variazione solare . Affermano che la risoluzione di questo problema sarà chiarita dalle osservazioni della luminosità del pianeta negli anni a venire: si prevede che una variazione delle latitudini subsolari determini uno schiacciamento e una diminuzione della luminosità, mentre dovrebbe risultare una forzatura solare in frantumazione seguita da un ulteriore miglioramento della lucentezza.

Altri corpi del sistema solare

Satelliti naturali

Dieci delle tante lune del sistema solare sono note per avere atmosfere: Europa , Io , Callisto , Encelado , Ganimede , Titano , Rea , Dione , Tritone e la Luna dalla Terra . Sia Ganimede che l'Europa hanno atmosfere molto ricche di ossigeno, che si ritiene sia prodotto dalla radiazione che separa l'idrogeno e l'ossigeno dal ghiaccio d'acqua presente sulla superficie di queste lune. Io ha un'atmosfera estremamente fine composta principalmente da anidride solforosa (SO 2), derivante dal vulcanismo e dalla sublimazione termica dei depositi di anidride solforosa causati dalla luce solare. Anche l'atmosfera di Encelado è molto fine e variabile, costituita principalmente da vapore acqueo, azoto, metano e anidride carbonica rilasciata dall'interno della Luna attraverso il crio - vulcanismo . Si ritiene che l'atmosfera di Callisto, estremamente fine e composta da anidride carbonica, si rinnovi per sublimazione termica dai depositi superficiali.

Titano ha di gran lunga l'atmosfera più densa di tutte le lune. L'atmosfera titanica è in realtà più densa di quella della Terra , che raggiunge una pressione superficiale di 147  kPa , una volta e mezza quella della Terra. L'atmosfera è al 98,4% di azoto e il restante 1,6% è metano e tracce di altri gas come idrocarburi (inclusi etano , butadiino , propino , cianoetina , acetilene e propano ) seguiti da argon , anidride carbonica , monossido di carbonio , cianoogeno , acido cianidrico ed elio . Si ritiene che gli idrocarburi si formino nell'atmosfera superiore di Titano attraverso le reazioni risultanti dalla dissoluzione del metano dalle radiazioni ultraviolette del Sole , producendo una fitta nebbia arancione. Titano non ha un campo magnetico e talvolta ruota attorno alla magnetosfera di Saturno, esponendosi direttamente al vento solare . Questo può ionizzare e trasportare le molecole lontano dall'atmosfera.

L'atmosfera di Titano è caratterizzata da uno strato di nubi opache che ostruisce le peculiarità della sua superficie, a lunghezze d'onda visibili. La foschia osservabile sull'immagine a destra contribuisce all'anti-serra  (in) e riduce la temperatura riflettendo la radiazione solare esterna al satellite. L'atmosfera densa blocca la luce alle lunghezze d'onda più visibili dal Sole e da altre sorgenti che raggiungono la superficie di Titano.

Tritone , la luna più grande di Nettuno, ha un'atmosfera molto leggera composta da azoto e piccole quantità di metano. La pressione atmosferica tritoniana è di circa 1  Pa . La temperatura superficiale è di almeno 35,6  K , l'atmosfera di azoto è in equilibrio con il ghiaccio di azoto sulla superficie di Triton.

La temperatura assoluta di Triton è aumentata del 5% tra il 1989 e il 1998. Un aumento simile della temperatura sulla Terra equivarrebbe a un aumento di circa 11  ° C ( -6,7  ° C ) in nove anni. “Almeno dal 1989, Triton sta attraversando un periodo di riscaldamento globale. In termini percentuali, si tratta di un enorme aumento. " Ha detto James Elliot , che ha pubblicato il rapporto.

Newt si sta avvicinando a una stagione estiva insolitamente calda, che si verifica una volta ogni pochi secoli. James Elliot ei suoi colleghi ritengono che la tendenza di Triton a riscaldarsi potrebbe essere il risultato di cambiamenti stagionali nell'assorbimento di energia solare da parte delle sue calotte polari. Un'ipotesi legata a questo riscaldamento indica che si traduce in una modifica dei cristalli di brina sulla sua superficie. Un altro suggerimento è quello di cambiare l' albedo del ghiaccio, consentendo di assorbire più calore dai raggi del sole.

Bonnie J. Buratti et al. sostengono che i cambiamenti di temperatura sono il risultato di depositi di materiale scuro e rosso dai processi geologici sulla luna, come il rilascio massiccio. Dal momento del Tritone di Bond albedo è tra i più alti del sistema solare, è sensibile alle piccole variazioni spettrale albedo .

Plutone

Plutone ha un'atmosfera estremamente fine composta da azoto , metano e monossido di carbonio che provengono dal ghiaccio sulla sua superficie.

Due modelli mostrano che l'atmosfera non si congela e scompare completamente quando Plutone si allontana dal Sole nella sua orbita estremamente ellittica . Tuttavia, questo è il caso di alcuni pianeti. Plutone impiega 248 anni per completare un'orbita completa ed è stato osservato per meno di un terzo di quel tempo. Si trova a una distanza media dal Sole di 39  UA , da qui la difficoltà di raccogliere dati precisi a riguardo. La temperatura viene dedotta indirettamente nel caso di Plutone; quando passa davanti a una stella, gli osservatori notano di quanto diminuisce la luminosità. Con questo in mente, deducono la densità dell'atmosfera e viene utilizzata come indicatore di temperatura.

Uno di questi eventi di occultazione si è verificato nel 1988. Osservazioni di una seconda occultazione il20 agosto 2002suggeriscono che la pressione atmosferica di Plutone sia triplicata, indicando un calore di circa 2  ° C ( -15,8  ° C ), come previsto da Hansen e Paige. Il riscaldamento "probabilmente non è correlato a quello della Terra", dice Jay Pasachoff.

È stato proposto che il calore potrebbe derivare da un'attività eruttiva, ma è più probabile che la temperatura di Plutone sia fortemente influenzata dalla sua orbita ellittica. Era vicino al Sole nel 1989 ( perielio ) e da allora si è lentamente allontanato. Se ha inerzia termica, è probabile che si riscaldi per un po 'dopo aver superato il perielio. "Questa tendenza al riscaldamento su Plutone potrebbe facilmente durare altri 13 anni", afferma David J. Tholen . Si presume anche che un oscuramento della superficie ghiacciata di Plutone sia la causa di questo riscaldamento, ma sono necessari più dati e modelli per dimostrare questa ipotesi. L'elevata obliquità del pianeta nano influisce sulla distribuzione del ghiaccio sulla superficie di Plutone.

Pianeti extrasolari

È stato osservato che diversi pianeti al di fuori del Sistema Solare ( esopianeti ) hanno atmosfere. Al momento, i rilevamenti atmosferici sono costituiti da Giove e Nettuno caldi che orbitano molto vicino alla loro stella e quindi hanno atmosfere calde e ampie. Sono stati osservati due tipi di atmosfere di esopianeti. In primo luogo, la trasmissione della fotometria o degli spettri rileva la luce che passa attraverso l'atmosfera di un pianeta quando passa davanti alla sua stella. Quindi, l'emissione diretta dall'atmosfera di un pianeta può essere rilevata differenziando tra la stella e la luminosità del pianeta ottenuta durante l'orbita del pianeta, con solo la luce della stella durante l'eclissi secondaria (quando l'esopianeta è dietro la sua stella) .

La prima atmosfera di un pianeta extrasolare è stata osservata nel 2001. Il sodio presente nell'atmosfera del pianeta HD 209458 b è stato rilevato durante una serie di quattro passaggi del pianeta di fronte alla sua stella. Successive osservazioni con l' Hubble (telescopio spaziale) hanno mostrato un enorme inviluppo ellissoidale di idrogeno , carbonio e ossigeno attorno al pianeta. Questo inviluppo raggiunge temperature di 10.000  K . Si stima che il pianeta perderebbe da 1 a 5 × 10 8  kg di idrogeno al secondo. Questo tipo di perdita di atmosfera potrebbe essere comune a tutti i pianeti in orbita attorno a stelle più vicine a 0,1 UA, come il Sole. Oltre all'idrogeno, al carbonio e all'ossigeno, si ritiene che HD 209458 b contenga vapore acqueo nella sua atmosfera. Il vapore acqueo è stato osservato anche nell'atmosfera di HD 189733 b , un altro pianeta gigante di gas caldo.

Nel Ottobre 2013, abbiamo annunciato il rilevamento di nuvole nell'atmosfera di Kepler-7b e inDicembre 2013, Lo stesso è stato annunciato per nelle atmosfere di GJ 436 B e GJ 12 14 b .

Composizione atmosferica

Nel 2001, il sodio è stato rilevato nell'atmosfera di HD 209458 b .

Nel 2008 sono stati rilevati acqua , monossido di carbonio , anidride carbonica e metano nell'atmosfera di HD 189733 b .

Nel 2013, l'acqua è stata rilevata nelle atmosfere di HD 209458b, XO-1b , WASP- 12b , WASP- 17b e WASP-19b .

Nel luglio 2014, La NASA ha annunciato di aver trovato molto secche atmosfere su tre esopianeti ( HD 189.733 b , HD 209458 b e WASP-12 b ) orbita attorno a stelle simili al Sole

Nel settembre 2014, La NASA ha riferito che HAT-P-11b è stato il primo esopianeta delle dimensioni di Nettuno noto per avere un'atmosfera relativamente priva di nuvole. Inoltre, è stato riferito che su questo piccolo esopianeta erano state trovate molecole di ogni tipo, in particolare il vapore acqueo .

La presenza di ossigeno può essere rilevabile dai telescopi terrestri, se trovata, questo suggerirebbe la presenza di vita fotosintetica su un esopianeta.

Nel giugno 2015, La NASA ha riferito che WASP-33 possedeva una stratosfera . L' ozono e gli idrocarburi assorbono grandi quantità di radiazioni ultraviolette, che riscaldano le parti superiori dell'atmosfera che contiene e crea uno strato di inversione e una stratosfera. Tuttavia, queste molecole vengono distrutte alle temperature degli esopianeti caldi, il che genera dubbi sulla possibilità che gli esopianeti abbiano una stratosfera. Uno strato di inversione e una stratosfera sono stati identificati su WASP-33, generato dall'ossido di titanio , che è un potente assorbitore della radiazione ultravioletta visibile e può esistere solo come gas in un'atmosfera calda. WASP-33 è l'esopianeta più caldo finora conosciuto, ha una temperatura di 3.200  ° C ed è circa quattro volte e mezzo la massa di Giove.

Nel febbraio 2016È stato annunciato che il telescopio spaziale Hubble della NASA aveva rilevato l' idrogeno e l' elio (e forse l' acido cianidrico ) nell'atmosfera di 55 Cancri e ma non il vapore . Questa è la prima volta che l'atmosfera di un esopianeta Super-Terra viene analizzata con successo.

Circolazione atmosferica

La circolazione atmosferica dei pianeti che ruotano più lentamente o hanno atmosfere più dense consente a più calore di fluire ai poli, riducendo le differenze di temperatura tra i poli e l'equatore.

Nuvole

Nel Ottobre 2013, è stato annunciato il rilevamento di nuvole nell'atmosfera di Kepler-7b , come inDicembre 2013riguardante l'atmosfera di Gliese 436 be di Gliese 1214 b .

Precipitazione

La composizione del liquido (pioggia) o (neve) solido precipitazione varia con la temperatura atmosferica, pressione, composizione e altitudine . Le atmosfere calde potrebbero avere una pioggia di ferro, una pioggia di vetro fuso e una pioggia composta da minerali di roccia come l'enstatite, il corindone, lo spinello e la wollastonite. Nelle profondità dell'atmosfera dei giganti gassosi, potrebbe piovere diamanti ed elio contenenti neon disciolti.

Ossigeno abiotico

Esistono processi geologici e atmosferici che producono ossigeno libero, suggerendo che la rilevazione dell'ossigeno non indica necessariamente la presenza di vita.

I processi vitali producono una miscela di sostanze chimiche che non sono in equilibrio chimico , tuttavia, devono essere considerati anche i processi di squilibrio abiotico. La firma biologica atmosferica più robusta è spesso considerata l' ossigeno molecolare (O 2) così come l'ozono fotochimico (O 3) risultante. La fotolisi dell'acqua (H 2 O) dalla radiazione ultravioletta , seguita da una perdita idrodinamica  (in) di idrogeno può portare ad un accumulo di ossigeno sui pianeti vicini alla loro stella, soggetti ad un galoppante effetto serra  (in) . Per i pianeti situati nella zona abitabile , si pensava che la fotolisi dell'acqua sarebbe stata fortemente limitata da una trappola fredda  (dentro) di vapore acqueo nella bassa atmosfera. Tuttavia, l'entità della cattura a freddo di H 2 Odipende fortemente dalla quantità di gas non condensabile presente nell'atmosfera, come l' azoto N 2 e l' argon . In assenza di tali gas, la probabilità di accumulo di ossigeno dipende anche da modalità complesse sulla storia dell'accrescimento, sulla chimica interna, sulla dinamica atmosferica e sullo stato orbitale terrestre. Pertanto, l'ossigeno da solo non può essere considerato una robusta firma biologica. Il contenuto di azoto e l'argon con l'ossigeno possono essere rilevati studiando le curve di fase  (in) misura termica o spettroscopica della trasmissione dei transiti dello spettrale di diffusione di Rayleigh inclinato in un cielo limpido (c. (Cioè un'atmosfera priva di aerosol ).

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Vedi anche

Ulteriore lettura

• (it) Sara Seager , Exoplanet Atmospheres: Physical Processes , Princeton University Press ,2010 ( ISBN  978-0-691-11914-4 ) (cartonato); ( ISBN  978-0-691-14645-4 ) (Brossura).
• (en) Mark S. Marley , Andrew S. Ackerman , Jeffrey N. Cuzzi e Daniel Kitzmann , Comparative Climatology of Terrestrial Planets , Tucson, University of Arizona press,2013, 610  p. ( ISBN  978-0-8165-3059-5 , DOI  10.2458 / azu_uapress_9780816530595-ch15 , presentazione online ) , "Clouds and Hazes in Exoplanet Atmospheres"

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Link esterno

• Riepilogo sulle atmosfere planetarie (sito web dell'Osservatorio di Parigi)