Mes, Žemėje, esame linkę laikyti savo atmosferą savaime suprantamu dalyku ir ne be priežasties. Mūsų atmosferoje yra puikus azoto ir deguonies (atitinkamai 78% ir 21%) mišinys su nedideliais kiekiais vandens garų, anglies dioksido ir kitų dujinių molekulių. Be to, mums patinka 101,325 kPa atmosferos slėgis, kuris tęsiasi iki maždaug 8,5 km aukščio.
Trumpai tariant, mūsų atmosfera yra gausi ir palaikanti gyvenimą. Bet kaip su kitomis Saulės sistemos planetomis? Kaip jie susiskirsto pagal atmosferos sudėtį ir slėgį? Iš tikrųjų žinome, kad jie negali kvėpuoti ir negali palaikyti gyvenimo. Bet kaip skiriasi šie uolienos ir dujų rutuliai nuo mūsų pačių?
Pradedantiesiems reikėtų pažymėti, kad kiekvienoje Saulės sistemos planetoje yra vienokia ar kitokia atmosfera. Ir jos svyruoja nuo neįtikėtinai plonų ir nestiprių (tokių kaip Merkurijaus „egzosfera“) iki neįtikėtinai tankios ir galingos - tai būdinga visiems dujų milžinams. Priklausomai nuo planetos sudėties, nesvarbu, ar tai būtų sausumos, ar dujų / ledo milžinas, jos atmosferą sudarančios dujos svyruoja nuo vandenilio ir helio iki sudėtingesnių elementų, tokių kaip deguonis, anglies dioksidas, amoniakas ir metanas.
Merkurijaus atmosfera:
Gyvsidabris yra per karštas ir per mažas, kad išlaikytų atmosferą. Tačiau ji turi nestiprų ir kintamą egzosferą, sudarytą iš vandenilio, helio, deguonies, natrio, kalcio, kalio ir vandens garų, kurių bendras slėgio lygis yra apie 10-14 barų (vienas kvadrilijonas žemės atmosferos slėgio). Manoma, kad ši egzosfera susidarė iš dalelių, paimtų iš saulės, ugnikalnių išmetimo ir šiukšlių, kurias mikrometeoritų smūgiai išmetė į orbitą.
Kadangi jame nėra perspektyvios atmosferos, Merkurijus neturi galimybės išlaikyti saulės šilumos. Dėl šios priežasties ir dėl savo didelio ekscentriškumo planeta patiria didelius temperatūros pokyčius. Saulės pusėje esančios pusės temperatūra gali būti iki 700 K (427 ° C), o šešėlio pusė gali nukristi iki 100 K (-173 ° C).
Veneros atmosfera:
Veneros paviršiaus stebėjimai praeityje buvo sunkūs dėl ypač tankios atmosferos, kurią daugiausia sudaro anglies dioksidas ir nedidelis azoto kiekis. 92 barų (9,2 MPa) atmosferos masė yra 93 kartus didesnė už Žemės atmosferos masę, o slėgis planetos paviršiuje yra apie 92 kartus didesnis nei Žemės paviršiuje.
Venera taip pat yra šilčiausia mūsų Saulės sistemos planeta, kurios vidutinė paviršiaus temperatūra yra 735 K (462 ° C / 863,6 ° F). Taip yra dėl atmosferos, kurioje gausu CO2, kuri kartu su storais sieros dioksido debesimis sukuria stipriausią šiltnamio efektą Saulės sistemoje. Virš tankaus CO 2 sluoksnio tiršti debesys, daugiausia sudaryti iš sieros dioksido ir sieros rūgšties lašelių, išsklaido apie 90% saulės šviesos.
Kitas dažnas reiškinys yra stiprūs Veneros vėjai, kurie debesų viršūnėse pasiekia 85 m / s (300 km / h; 186,4 mph) greitį ir apskrieja planetą kas keturias – penkias Žemės dienas. Tokiu greičiu šie vėjai iki 60 kartų viršija planetos sukimosi greitį, tuo tarpu greičiausias Žemės vėjas sudaro tik 10–20% planetos sukimosi greičio.
Veneros museliai taip pat nurodė, kad jos tankūs debesys gali sukelti žaibus, panašiai kaip debesys Žemėje. Jų protarpinis pasirodymas rodo modelį, susijusį su orų aktyvumu, o žaibo intensyvumas yra mažiausiai pusė to, kuris yra Žemėje.
Žemės atmosfera:
Žemės atmosferą, kurią sudaro azotas, deguonis, vandens garai, anglies dioksidas ir kitos dujos, taip pat sudaro penki sluoksniai. Tai sudaro troposfera, Stratosfera, Mesosfera, Termosfera ir Egzosfera. Paprastai oro slėgis ir tankis mažėja, tuo aukščiau jis patenka į atmosferą, o kuo toliau - nuo paviršiaus.
Arčiausiai žemės yra troposfera, kuri tęsiasi nuo 0 iki 12 km iki 17 km (nuo 0 iki 7 ir 10,56 mi) virš paviršiaus. Šiame sluoksnyje yra maždaug 80% Žemės atmosferos masės, čia taip pat randama beveik visų atmosferos vandens garų ar drėgmės. Dėl to didžiąją dalį oro sąlygų lemia būtent tas sluoksnis.
Stratosfera tęsiasi nuo Troposferos iki 50 km (31 mylios) aukščio. Šis sluoksnis tęsiasi nuo troposferos viršaus iki stratopauzės, esančios maždaug 50–55 km (31–34 mylių) aukštyje. Šiame atmosferos sluoksnyje gyvena ozono sluoksnis, kuris yra Žemės atmosferos dalis, kurioje yra palyginti didelė ozono dujų koncentracija.
Kitas yra mezosfera, kuri tęsiasi nuo 50 iki 80 km (31-50 mylių) atstumu virš jūros lygio. Tai yra šalčiausia vieta Žemėje, jos vidutinė temperatūra yra apie –85 ° C (–120 ° F; 190 K). Termosfera, antrasis aukščiausias atmosferos sluoksnis, tęsiasi nuo maždaug 80 km (50 mylių) aukščio iki termopauzės, esančios 500–1000 km (310–620 mylių) aukštyje.
Apatinėje termosferos dalyje, nuo 80 iki 550 kilometrų (nuo 50 iki 342 mylių), yra jonosfera - taip pavadinta todėl, kad būtent atmosferoje dalelės jonizuojasi saulės spinduliuotės dėka. Šis sluoksnis yra visiškai be debesų ir be vandens garų. Taip pat šiame aukštyje vyksta reiškiniai, kurie vadinami „Aurora Borealis“ ir „Aurara Australis“.
Egzosfera, kuri yra atokiausias Žemės atmosferos sluoksnis, tęsiasi nuo egzobase - esančios termosferos viršuje maždaug 700 km virš jūros lygio - iki maždaug 10 000 km (6200 mi). Egzosfera susilieja su kosminės erdvės tuštuma ir daugiausia susideda iš ypač mažo vandenilio, helio ir kelių sunkesnių molekulių, įskaitant azotą, deguonį ir anglies dioksidą, tankio.
Egzosfera yra per toli virš Žemės, kad būtų įmanoma bet kokių meteorologinių reiškinių. Tačiau Aurora Borealis ir Aurora Australis kartais būna apatinėje egzosferos dalyje, kur jie persidengia į termosferą.
Vidutinė paviršiaus temperatūra Žemėje yra maždaug 14 ° C; bet kaip jau minėta, tai skiriasi. Pavyzdžiui, karščiausia kada nors Žemėje užfiksuota temperatūra buvo 70,7 ° C (159 ° F), kuri buvo užimta Irano Lut dykumoje. Tuo tarpu šalčiausia kada nors Žemėje užfiksuota temperatūra buvo matuojama Antarkties plokščiakalnio sovietų Vostoko stotyje ir pasiekė istorinę žemiausią –89,2 ° C (–129 ° F) temperatūrą.
Marso atmosfera:
Marso planetoje atmosfera yra labai plona, kurią sudaro 96% anglies dioksido, 1,93% argono ir 1,89% azoto, kartu su deguonies ir vandens pėdsakais. Atmosfera yra gana dulkėta, joje yra kietųjų dalelių, kurių skersmuo yra 1,5 mikrometro. Būtent tai Marso dangui suteikia regimą paviršių. Marso atmosferos slėgis svyruoja nuo 0,4 iki 0,87 kPa, tai atitinka maždaug 1% Žemės jūros lygio.
Dėl plonos atmosferos ir didesnio atstumo nuo Saulės Marso paviršiaus temperatūra yra daug šaltesnė nei tai, ką mes patiriame čia, Žemėje. Vidutinė planetos temperatūra yra -46 ° C (51 ° F), žiemą stulpuose žemiausia -143 ° C (-225.4 ° F), o vasarą - 35 ° C (95 ° F). ir vidurdienį prie pusiaujo.
Planeta taip pat patiria dulkių audras, kurios gali virsti tuo, kas primena mažus tornadas. Didesnės dulkių audros būna tada, kai dulkės išpučiamos į atmosferą ir sušyla nuo saulės. Šiltesnis, dulkėmis užpildytas oras pakyla, o vėjai sustiprėja, todėl susidaro audros, kurios gali išmatuoti iki tūkstančių kilometrų plotį ir trukti ištisus mėnesius. Kai jie tampa tokie dideli, jie iš tikrųjų gali užblokuoti didžiąją dalį paviršiaus.
Taip pat Marso atmosferoje buvo aptikti nedideli metano kiekiai, kurių koncentracija siekia apie 30 dalių viename milijarde (ppb). Jis atsiranda išplitusiuose pliūpsniuose, o profiliai rodo, kad metanas buvo išleistas iš konkrečių regionų, iš kurių pirmasis yra tarp Isidio ir Utopia Planitia (30 ° šiaurės platumos 260 ° vakarų ilgio), o antrasis - Arabijos terasoje (0 ° 310 °). W).
Amoniaką taip pat preliminariai aptiko Marsas „Mars Express“ palydovas, tačiau santykinai trumpas tarnavimo laikas. Neaišku, kas jį sukėlė, tačiau kaip galimas šaltinis buvo pasiūlyta vulkaninė veikla.
Jupiterio atmosfera:
Panašiai kaip Žemė, Jupiteris patiria aurą netoli savo šiaurinio ir pietinio polių. Bet Jupiteryje auroralinė veikla yra daug intensyvesnė ir retai kada sustoja. Intensyvi radiacija, Jupiterio magnetinis laukas ir daugybė medžiagų iš Io ugnikalnių, reaguojančių su Jupiterio jonosfera, sukuria šviesos šou, kuris yra tikrai įspūdingas.
Jupiteris taip pat patiria žiaurų orą. 100 m / s (360 km / h) vėjo greitis yra įprastas zoninėse purkštukuose ir gali siekti 620 km / h (385 mph). Audros susidaro per kelias valandas ir per naktį gali tapti tūkstančių km skersmens. Viena audra, Didžioji raudonoji dėmė, siautė mažiausiai nuo 1600-ųjų pabaigos. Audra trumpėjo ir plėtėsi per visą savo istoriją; tačiau 2012 m. buvo pasiūlyta, kad Giant Red Spot ilgainiui gali išnykti.
Jupiteris amžinai yra padengtas debesimis, sudarytais iš amoniako kristalų ir galbūt amonio hidrosulfido. Šie debesys yra tropopauzėje ir yra išdėstyti į skirtingų platumų juostas, žinomas kaip „atogrąžų regionai“. Debesų sluoksnis yra tik apie 50 km (31 mi) gylio ir susideda iš mažiausiai dviejų debesų denių: storo apatinio denio ir plono aiškesnio krašto.
Po amoniako sluoksniu taip pat gali būti plonas vandens debesų sluoksnis, apie kurį liudija Jupiterio atmosferoje aptikti žaibo blyksniai, kuriuos sukeltų vandens poliškumas, sukuriantis žaibui reikalingą krūvio atskyrimą. Šių elektros iškrovų stebėjimai rodo, kad jie gali būti iki tūkstančio kartų galingesni, nei stebimi čia, Žemėje.
Saturno atmosfera:
Išorinėje Saturno atmosferoje yra 96,3% molekulinio vandenilio ir 3,25% helio. Dujų milžine taip pat žinoma, kad jame yra sunkesnių elementų, nors jų proporcijos vandenilio ir helio atžvilgiu nėra žinomos. Manoma, kad jie atitiks pirmykštę gausą susidarius Saulės sistemai.
Saturno atmosferoje taip pat buvo aptikti pėdsakai amoniako, acetileno, etano, propano, fosfino ir metano. Viršutinius debesis sudaro amoniako kristalai, o žemutinius debesis sudaro arba amonio hidrosulfidas (NH4SH) arba vanduo. Saulės ultravioletinė spinduliuotė sukelia metano fotolizę viršutinėje atmosferoje, todėl vyksta angliavandenilių cheminės reakcijos, kurių metu gautieji produktai yra žemyn, nukreipiami sūkurių ir difuzijos būdu.
Saturno atmosferoje matomas juostinis raštas, panašus į Jupiterio, tačiau Saturno juostos yra daug blankesnės ir platesnės šalia pusiaujo. Kaip ir Jupiterio debesų sluoksniai, jie yra suskirstyti į viršutinį ir apatinį sluoksnius, kurių sudėtis skiriasi atsižvelgiant į gylį ir slėgį. Viršutiniuose debesų sluoksniuose, kurių temperatūra yra 100–160 K ir slėgis 0,5–2 barus, debesys susideda iš amoniako ledo.
Vandens ledo debesys prasideda maždaug 2,5 baro slėgyje ir siekia 9,5 barus, kai temperatūra svyruoja nuo 185–270 K. Šiame sluoksnyje susimaišo amonio hidrosulfido ledo juosta, esanti 3–6 slėgio diapazone. barų, kurių temperatūra yra 290–235 K. Galiausiai apatiniuose sluoksniuose, kur slėgis yra nuo 10–20 barų iki 270–330 K, yra vandens lašelių sritis su amoniaku vandeniniame tirpale.
Kartais Saturno atmosferoje eksponuojami ilgaamžiai ovalai, panašūs į tai, kas paprastai stebima Jupiteryje. Tuo tarpu, kai Jupiteris turi Didįjį Raudonąjį Tašką, Saturnas periodiškai turi tai, kas vadinama Didžiuoju Baltu Tašku (dar žinomu kaip Didysis Baltasis Ovalas). Šis unikalus, bet trumpalaikis reiškinys pasitaiko kartą per Saturno metus, maždaug kas 30 Žemės metų, šiaurinio pusrutulio vasaros saulėgrįžos metu.
Šios dėmės gali būti kelių tūkstančių kilometrų pločio ir buvo pastebėtos 1876, 1903, 1933, 1960 ir 1990 metais. Nuo 2010 m. Buvo pastebėta didelė baltų debesų juosta, vadinama šiauriniu elektrostatiniu trikdžiu, gaubiančia Saturną, kurį pastebėjo kosminis zondas „Cassini“. Jei šių audrų periodiškumas išliks, maždaug 2020 m. Įvyks dar viena.
Vėjas ant Saturno yra antras greičiausias tarp Saulės sistemos planetų po Neptūno. „Voyager“ duomenys rodo, kad didžiausias rytų vėjas yra 500 m / s (1800 km / h). Saturno šiauriniai ir pietiniai poliai taip pat parodė audringą orą. Šiauriniame poliuje tai yra šešiakampės bangos, o pietuose - didžiulė reaktyvinio srauto srovė.
Išliekantis šešiakampis bangų modelis aplink šiaurinį polių pirmą kartą buvo pastebėtas Voyager vaizdai. Kiekvienas šešiakampio kraštas yra apie 13 800 km (8600 mylių) ilgio (kuris yra ilgesnis už Žemės skersmenį), o konstrukcija sukasi per 10h 39m 24s, laikoma, kad ji bus lygi sukamojo posūkio laikotarpiui. Saturno interjeras.
Tuo tarpu pietų ašies sūkurys pirmą kartą buvo pastebėtas naudojant Hablo kosminį teleskopą. Šie vaizdai rodė reaktyvinio srauto buvimą, bet ne šešiakampę stovinčią bangą. Manoma, kad šios audros sukelia 550 km / h vėją, yra panašios į Žemę ir, kaip manoma, tęsėsi milijardus metų. 2006 m. Kosminis zondas „Cassini“ stebėjo audrą, panašią į uraganą, kuri turėjo aiškiai apibrėžtą akį. Tokios audros nebuvo pastebėtos nė vienoje planetoje, išskyrus Žemę, net Jupiteryje.
Urano atmosfera:
Kaip ir Žemėje, Urano atmosfera yra suskaidoma į sluoksnius, atsižvelgiant į temperatūrą ir slėgį. Kaip ir kiti dujų milžinai, planeta neturi tvirto paviršiaus, o mokslininkai apibūdina paviršių kaip regioną, kuriame atmosferos slėgis viršija vieną barą (slėgį, kurį Žemėje randama jūros lygyje). Atmosfera taip pat laikoma viskas, kas pasiekiama nuotolinio stebėjimo galimybėmis - maždaug 300 km žemiau 1 baro lygio.
Naudojant šiuos atskaitos taškus, Urano atmosferą galima padalyti į tris sluoksnius. Pirmasis yra troposfera, esanti nuo 300 km iki paviršiaus iki 50 km virš jo ir kur slėgis svyruoja nuo 100 iki 0,1 bar (nuo 10 MPa iki 10 kPa). Antrasis sluoksnis yra stratosfera, siekianti nuo 50 iki 4000 km ir kurios slėgis yra nuo 0,1 iki 10-10 barų (nuo 10 kPa iki 10 µPa).
Troposfera yra tankiausias Urano atmosferos sluoksnis. Čia temperatūra svyruoja nuo 320 K (46,85 ° C / 116 ° F) bazėje (–300 km) iki 53 K (–220 ° C / –364 ° F) 50 km atstumu, o viršutinė sritis yra šalčiausia. Saulės sistemoje. Tropopauzės regionas yra atsakingas už didžiąją Urano šiluminių infraraudonųjų spindulių emisiją, todėl jo efektyvioji temperatūra yra 59,1 ± 0,3 K.
Troposferoje yra debesų sluoksniai - žemiausio slėgio vandens debesys, virš jų yra amonio hidrosulfido debesys. Kitas amoniako ir vandenilio sulfido debesys. Pagaliau ant viršaus gulėjo ploni metano debesys.
Stratosferoje temperatūra svyruoja nuo 53 K (–220 ° C / –364 ° F) viršutiniame lygyje iki 800–850 K (527–577 ° C / 980–1070 ° F) termosferos bazėje, daugiausia dėl saulės spinduliuotės sukeliamo kaitinimo. Stratosferoje yra etano smogas, kuris gali prisidėti prie niūrios planetos išvaizdos. Taip pat yra acetileno ir metano, ir šie migla padeda sušildyti stratosferą.
Išorinis sluoksnis - termosfera ir korona - tęsiasi nuo 4000 km iki 50 000 km nuo paviršiaus. Šiame regione vienoda temperatūra yra 800–850 (577 ° C / 1070 ° F), nors mokslininkai nėra tikri dėl priežasties. Kadangi atstumas iki Urano nuo Saulės yra toks didelis, sugeriamo saulės šviesos kiekis negali būti pagrindinė priežastis.
Kaip ir Jupiteris bei Saturnas, Urano orai seka panašiu modeliu, kai sistemos yra suskaidomos į juostas, kurios sukasi aplink planetą ir kurias lemia vidinė šiluma, kylanti į viršutinę atmosferą. Dėl to vėjai Uraną gali pasiekti iki 900 km / h (560 mylių per valandą), sukeldami didžiulę audrą, tokią, kokią 2012 m. Pastebėjo Hablo kosminis teleskopas. Panašus į Jupiterio Didįjį raudonąjį tašką, šis „tamsusis taškas“ buvo milžinas debesies sūkurys, kurio atstumas siekė 1 700 kilometrų 3000 kilometrų (1 100 mylių - 1 900 mylių).
„Neptūno“ atmosfera:
Dideliame aukštyje Neptūno atmosferoje yra 80% vandenilio ir 19% helio, su nedideliu kiekiu metano. Kaip ir Uranas, šis atmosferos metano absorbuojamas raudonasis šviesa yra dalis to, kas Neptūnui suteikia mėlyną atspalvį, nors Neptūnas yra tamsesnis ir ryškesnis. Kadangi Neptūno atmosferos metano kiekis yra panašus į Urano, manoma, kad kai kurios nežinomos sudedamosios dalys prisideda prie Neptūno intensyvesnio dažymo.
Neptūno atmosfera yra padalinta į du pagrindinius regionus: apatinę troposferą (kur temperatūra mažėja didėjant aukščiui) ir stratosferą (kur temperatūra didėja didėjant aukščiui). Riba tarp dviejų, tropopauzės, yra esant 0,1 baro (10 kPa) slėgiui. Tuomet stratosfera patenka į termosferą, kai slėgis yra mažesnis kaip 10-5 iki 10-4 mikrobarai (nuo 1 iki 10 Pa), kurie pamažu pereina į egzosferą.
Neptūno spektrai rodo, kad jo apatinė stratosfera yra miglota dėl produktų kondensacijos, kurią sukelia ultravioletinių spindulių ir metano sąveika (t. Y. Fotolizė), iš kurio susidaro tokie junginiai kaip etanas ir etilenas. Stratosferoje taip pat galima rasti anglies monoksido ir vandenilio cianido kiekius, dėl kurių Neptūno stratosfera yra šiltesnė nei Urano.
Dėl neaiškių priežasčių planetos termosferoje yra neįprastai aukšta temperatūra - maždaug 750 K (476,85 ° C / 890 ° F). Planeta yra per toli nuo saulės, kad šią šilumą galėtų generuoti ultravioletinė spinduliuotė, o tai reiškia, kad dalyvauja dar vienas kaitinimo mechanizmas - tai gali būti atmosferos sąveika su jonais planetos magnetiniame lauke arba gravitacijos bangos iš planetos vidaus, kurios išsisklaido atmosfera.
Kadangi Neptūnas nėra tvirtas kūnas, jo atmosfera keičiasi skirtingai. Plati pusiaujo zona sukasi maždaug 18 valandų, tai yra lėčiau nei planetos magnetinio lauko sukimasis per 16,1 valandos. Priešingai, priešinga yra polinėms sritims, kuriose sukimosi laikotarpis yra 12 valandų.
Šis diferencinis sukimasis yra ryškiausias iš visų Saulės sistemos planetų ir lemia stiprią platumos vėjo šlyties ir smarkią audrą. Visus tris įspūdingiausius 1989 m. Pastebėjo „Voyager 2“ kosminis zondas, tada jie buvo pavadinti remiantis jų pasirodymais.
Pirmasis, kurį pastebėjo, buvo didžiulė anticikloninė audra, kurios ilgis siekė 13 000 x 6 600 km ir primenanti Didžiąją raudonąją Jupiterio dėmę. Ši audra, vadinama Didžiuoju tamsos tašku, nebuvo pastebėta po penkerių (1994 m. Lapkričio 2 d.), Kai jos ieškojo Hablo kosminis teleskopas. Vietoje to, planetos šiauriniame pusrutulyje buvo rasta nauja audra, kurios išvaizda buvo labai panaši, ir tai rodo, kad šių audrų gyvenimo trukmė yra trumpesnė nei Jupiterio.
Motoroleris yra dar viena audra, baltųjų debesų grupė, esanti toliau į pietus nei Didžioji tamsioji dėmė - slapyvardis, pirmą kartą atsiradęs per kelis mėnesius prieš „Voyager 2“ pietų cikloninė audra „Small Dark Spot“ buvo antroji pagal intensyvumą audra, stebėta 1989 m. Iš pradžių buvo visiškai tamsu; bet kaip „Voyager 2“ priartėjo prie planetos, susiformavo šviesus šerdis ir jį buvo galima pamatyti daugumoje aukščiausios skiriamosios gebos vaizdų.
Apibendrinant galima pasakyti, kad mūsų Saulės sistemos planetų atmosfera yra panaši. Ir palyginti su palyginti balta ir tiršta Žemės atmosfera, jos praleidžia diapazoną nuo labai plono iki labai tankaus. Jų temperatūra taip pat svyruoja nuo ypač karšto (kaip ant Veneros) iki ypač šalčio.
O kalbant apie orų sistemas, viskas gali būti lygiai taip pat ekstremalu, kai planetos gali pasigirti bet kokiu oru arba intensyviomis cikloninėmis ir dulkių audromis, dėl kurių audros čia ir Žemėje tampa gėdingos. Ir nors vieni yra visiškai priešiški gyvenimui, kokį mes jį žinome, kiti, su kuriais galėtume dirbti.
Žurnale „Space Magazine“ yra daug įdomių straipsnių apie planetų atmosferą. Pavyzdžiui, jis yra „Kas yra atmosfera?“ Ir straipsniai apie Merkurijaus, Veneros, Marso, Jupiterio, Saturno, Urano ir Neptūno atmosferą,
Norėdami gauti daugiau informacijos apie atmosferą, apsilankykite NASA puslapiuose apie Žemės atmosferos sluoksnius, Anglies ciklą ir kaip Žemės atmosfera skiriasi nuo kosmoso.
Astronomijos aktoriai turi epizodą apie atmosferos šaltinį.
