Ilmakehä

Ilmakehällä eli atmosfäärillä tarkoitetaan yleensä Maata ympäröivää noin sadan kilometrin paksuista ilmakerrosta. Ilmakehällä voidaan tarkoittaa myös yleisesti planeetan kaasukehää. Ilmakehässä tapahtuu jatkuvasti erilaisia ilmiöitä. Ne määräytyvät monen eri tekijän vaikutuksesta, joista aurinko on kenties tärkein. Auringon säteilemä energia on ilmakehän reaktioiden perimmäinen syy.

Rakenne

Ilmakehän koostumus riippuu siinä tapahtuvista kemiallisista muutoksista. Koostumus (esim. hapen määrä) muuttuu historian saatossa hitaasti, mutta muuttuminen on viime aikoina teollisuuden seurauksena nopeutunut. Esimerkkinä tästä esim. hiilidioksidipäästöjen merkittävä lisääntyminen ilmakehässä.

Ilma

Pääartikkeli: Ilma

Hapen määrän kehitys ilmakehässä Maan olemassaolon aikana.

Ilmakehän kaasuseos, ilma, koostuu typestä (78 %), hapesta (21 %), argonista (0,9 %), hiilidioksidista (0,03 %), pienistä määristä muita kaasuja ja vähäisestä määrästä vesihöyryä.

Alailmakehässä Maan pinnasta noin 80 km korkeuteen kaasut ovat täydellisesti sekoittuneina ja yläilmakehässä kaasut ovat omina kerroksinaan.

Merenpinnan korkeudella ilmanpaine on noin 1,013 bar. Ilmanpaine laskee noustaessa korkeammalle merenpinnan tasolta. Maanpinnan läheisissä ilmakerroksissa 8 metrin nousu korkeussuunnassa merkitsee noin 1 hPa (1 mbar) vähennystä ilmanpaineessa.

Ilman eri kaasut

Luonnolliset kaasut

Aine	Pitoisuus ilmakehässä
Typpi (N2)	78 %
Happi (O2)	21 %
Argon (Ar)	0,93 %
Hiilidioksidi (CO2)	385 ppm
Neon (Ne)	18 ppm
Helium (He)	5 ppm
Metaani (CH4)	1,8 ppm
Krypton (Kr)	1,1 ppm
Vety (H2)	0,5 ppm
Otsoni (O3)	0,04 ppm

Ppm tarkoittaa tilavuuden miljoonasosaa.

Typpi on runsain ilmakehän kaasuista. Se ei kuitenkaan ole kovinkaan merkittävä erilaisissa reaktioissa eikä tärkeä kasvihuonekaasu.

Happi on luultavasti kaikkein tärkein ilmakehässä oleva kaasu. Se on elämän kannalta välttämätöntä. Se on tärkeä kaasu myös otsonin muodostuessa, sillä otsonia muodostuu hapesta sen hajotessa ilmakehän otsonikerroksessa. Siellä kaksiatominen happimolekyyli hajoaa auringon UV-säteilyn vaikutuksesta ja muuntuu uudelleen otsoniksi. Otsoni heijastaa auringon ihmisille haitallista UV B-säteilyä takaisin avaruuteen. Hapen määrä ilmakehässä on noin 21 %. Jos se olisi alle 15 %, ei palaminen olisi mahdollista. Jos se taas olisi yli 25 %, olisi palaminen liian kiivasta.

Kasvihuonekaasut

Pääartikkeli: Kasvihuonekaasu

Vesihöyry on näkymätön ilmakehässä esiintyvä kaasu. Se on kaasumaista vettä ja muuttuu näkyväksi vasta tiivistyessään pilvi- tai sumupisaroiksi. Lämpötila vaikuttaa vesihöyryn määrään, sillä lämpimässä ilmassa vesihöyryä on enemmän kuin kylmässä.

Hiilidioksidia on nykyään maapallolla noin 385 ppm. Se on maapallon tärkein kasvihuonekaasu. Ennen teollista aikaa sen määrä ilmakehässä oli vain noin 280 ppm. Hiilidioksidia pääsee ilmakehään luonnon kiertokulussa vesistöistä haihtumalla, elävien organismien soluhengityksessä sekä metsäpaloissa. Ihmisen toiminnasta johtuvia syitä sen ilmakehään pääsemiseen ovat mm. fossiilisten polttoaineiden käyttö, sementin valmistaminen, liikenne ja sademetsien hävittäminen. Hiilidioksidin määrä vähenee, kun sitä liukenee mereen, sitoutuu soihin ja kun kasvit yhteyttävät. Luonnollisessa tilassa hiilidioksidipäästöt olisivat yhtä suuret kuin hiilidioksidinielut.

Metaania on nykyään ilmakehässä noin 2,5 kertaa enemmän kuin ennen teollisuuden syntymistä. Luonnollinen metaanilähde on soista vapautuminen. Ihminen on myös toiminnallaan lisännyt metaanin määrää ilmakehässä. Ihmisen aiheuttamat metaanilähteet ovat riisinviljely, kaatopaikoilla tapahtuva orgaanisen aineen hajoaminen hapettomissa oloissa sekä karjatalous.

Ilmakehässä esiintyy myös erilaisia hiukkasia. Osa niistä on luonnollisia hiukkasia, kuten luonnon nostattamat hiekka ja pöly sekä meristä tuleva merisuola. Ihminen aiheuttaa toiminnallaan hiukkaspäästöjä mm. teollisuudessa, liikenteessä sekä energian tuotannossa.

Kasvihuoneilmiö

Pääartikkeli: Kasvihuoneilmiö

Kasvihuoneilmiöllä tarkoitetaan ilmakehässä esiintyvää ilmiötä, jossa kasvihuonekaasuiksi kutsutut kaasut heijastavat maan pinnasta heijastuvaa auringon lämpösäteilyä takaisin ilmakehään. Tällä ilmiöllä on ilmakehää selvästi lämmittävä vaikutus, ja ilman sitä maapallon lämpötila olisi noin -15 celsiusastetta.

• 

  Happiatomi

• 

  Typpimolekyyli

• 

  Hiilidioksidimolekyyli

• 

  Metaanimolekyyli

• 

  Otsonimolekyyli

• 

  Argon saa aikaan sinisen värin loisteputkissa

Ilmakehän virtaukset

Lämpösäteilyn vaikutus virtauksiin

Pääartikkeli: Maan säteilytalous

Maapallon lämpösäteily lämmittää pääasiassa maapallon pintaa, ja vain pieni osa siitä lämmittää suoraan ilmakehää. Maaperään varastoituu päiväs- ja kesäaikaan lämpöä, joka vapautuu talvi- ja yöaikaan. Lämpösäteilyn määrä vaihtelee tutkittavan kohteen sijainnista (napojen/päiväntasaajan läheisyys) riippuen. Osan säteilystä pilvet, kaasut sekä hiukkaset heijastavat takaisin avaruuteen. Osa taas imeytyy matkan varrella ilmakehään lämmittämään sitä. Vielä noin kuudesosa maanpinnalle saapuvasta säteilystä heijastuu pois maapallon pinnalta. Yhteensä noin 30 % säteilystä heijastuu pois. Tätä lukemaa kutsutaan albedoksi.

Maapallon lämpösäteily saa aikaan erilaiset ilmakehän virtaukset. Ne johtuvat erilaisista ilmanpaineista. Ilmakehässä olevat erilaiset ilmanpaineet pyrkivät tasoittamaan toisiaan siten, että korkea- ja matalapaineet pyrkivät neutralisoimaan toisensa.

Coriolis-ilmiön vaikutus virtauksiin

Maapallon pyörimisestä aiheutuu coriolisvoima, joka vaikuttaa suurikokoisiin ilmavirtauksiin merkittävästi. Ilman liikkuessa vaakasuuntaisesti siihen vaikuttaa maapallon pyörimisliikkeestä johtuva coriolisvoima siten, että pohjoisella pallonpuoliskolla ilma kaartuu vasemmalle ja Eteläisellä pallonpuoliskolla oikealle. Coriolisvoima on näennäisvoima, joka vaikuttaa kohtisuorasti liikettä vastaan. Sen suuruuteen vaikuttaa liikkuvat kappaleen vauhti. Mitä suurempi vauhti kappaleella on, sitä suurempi on myös siihen vaikuttava coriolisvoima. Se vahvistuu mentäessä lähemmäs napoja ja heikkenee mentäessä lähemmäs päiväntasaajaa.

Virtauksia

Ilmakehän pohjois-eteläsuuntainen kiertoliike on tärkeä virtaus, sillä se kuljettaa ilmaa päiväntasaajilta navoille. Tätä on tutkinut mm. englantilainen meteorologi George Hadley 1700-luvulla. Hän oivalsi, että auringon lämmittävä vaikutus tropiikissa saa aikaan ilman virtaamista kohti napoja. Tämä tasapainottaa ilmakehän lämpötilaeroja.

Ilmakehän itä-länsisuuntainen kiertoliike, Walkerin kiertoliike, nimetty englantilaisen tiedemiehen Sir Gilbert Walkerin mukaan, perustuu lämmityseroihin, kuten myös pohjois-eteläsuuntainen kiertoliike. Päivällä auringon paistaessa mantereet lämpiävät meriä nopeammin. Siksi mantereiden yllä ilma alkaa nousta. Yläilmakehässä ilma alkaa kiertää kohti napoja, mikä johtaa pohjois-eteläsuuntaiseen kiertoliikkeeseen. Osa ylävirtauksesta suuntautuu merille, jotka lämpenevät mantereita vähemmän, minkä jälkeen maanpinnan lähellä oleva ilma virtaa takaisin mantereita kohti.

Viiden vuoden välein tässä kierrossa sattuu Päiväntasaajalla Tyynellämerellä häiriö, jota kutsutaan nimelläEl Nino. Siinä lämmintä vettä kohoaa valtameren pintaan ja kylmempää vettä väistyy pohjalle. Tapahtuma johtuu valtameren ja ilmakehän vuorovaikutuksesta. El Ninon vastakkainen tila on La Nina.

Kerrokset lämpötilan mukaan

Ilmakehän rakenne. Jako lämpötilan mukaan.

Troposfääri

Troposfäärillä tarkoitetaan ilmakerrosta, joka ulottuu maanpinnasta noin 10–15 kilometrin (Suomessa 9–10 km) korkeuteen. Korkeus vaihtelee vuodenajan, maantieteellisen leveyden ja sään mukana. Tässä kerroksessa lämpötila laskee korkeuden kasvaessa keskimäärin 5–8 °C/km ja on alimmillaan noin −50 °C.

Noin 90 % ilmakehän massasta on keskittynyt troposfääriin. Suurin osa ilmansaasteista on täällä. Suurin osa sääilmiöistä, kuten esimerkiksi tuuli ja sade sekä enimmät pilvet esiintyvät tässä kerroksessa. Troposfäärissä esiintyy myös optisia ilmiöitä.

Troposfäärin yläraja on tropopaussi, joka estää vesihöyryn haihtumisen troposfääristä avaruuteen.^lähde? Navoilla tropopaussi on alempana kuin päiväntasaajalla.

Stratosfääri

Stratosfääri on troposfäärin yläpuolella sijaitseva ilmakerros, jonka yläraja on noin 50 kilometrin korkeudessa. Stratosfäärin alaosassa lämpötila on likimain vakio, mutta yläosassa lämpötila nousee korkeuden mukana.

Stratosfääri on hyvin kuiva, koska siellä oleva kylmä ilma ei pysty sisältämään vettä kuin vain minimaalisen vähän. Maan ilmakehän stratosfäärin kylmyys otsonikerroksen alapuolella aiheuttaa sen, että suuria määriä vesihöyryä ei voi nousta sille korkeudelle, jossa vesi hajoaa vedyksi ja hapeksi.

Stratosfäärissä Auringon ultraviolettisäteily muodostaa otsonia.(O3) Otsonikerros estää haitallisen ultraviolettisäteilyn pääsyn Maan pinnalle. Ilmakehän otsonikerros on tiheimmillään noin 30 kilometrin korkeudella maanpinnasta.

Stratosfäärissä on joskus helmiäispilviä, jotka syntyvät mahdollisesti joissain tapauksissa tulivuoren purkaustuotteista.

Mesosfääri

Mesosfääri alkaa stratosfäärin yläpuolelta ja jatkuu aina 80 kilometrin korkeuteen. Ilmakehän kylmimmässä kerroksessa lämpötila laskee korkeuden noustessa.

Ilmanpaine mesosfäärissä on vain noin kymmenestuhannesosa siitä mitä se on maan pinnalla. Mesosfäärin yläpuolella ilmakehä vaihtuu vähitellen avaruudeksi.

Meteorit näkyvät yleensä mesosfäärissä. Mesosfäärissä nähdään kesäisin valaisevia yöpilviä.

Termosfääri

Termosfäärissä mesosfäärin yläpuolella lämpötila nousee korkeuden mukana. Mesosfäärin ja termosfäärin rajoilla on noin 80 km:n korkeudessa, noin -90 C:ssä lämpötilakäyrän mutka jonka jälkeen lämpötila alkaa nousta. Äärimmäisen harvaa ainetta lämmittää Auringon hyvin lyhytaaltoinen ultraviolettisäteily. Koska aine on äärimmäisen harvaa, sillä ei ole lämmittävää vaikutusta.

Kerrokset koostumuksen mukaan

• Homosfäärissä ilmakehän koostumus ja atomipaino pysyy vakiona. Se käsittää troposfäärin ja stratosfäärin.
• Heterosfäärissä ilmakehän koostumus muuttuu. Alkaa noin 80 kilometrin korkeudesta ja vastaa mesosfääriä ja sen yläpuolella olevia kerroksia. 500 kilometrin korkeudesta alkaen myös vety hajoaa. Heterosfäärin ja samalla ilmakehän uloin osa on:
  • Eksosfääri, joka sisältää etupäässä ionisoitunutta vetyä ja jossa atomien liike-energia riittää saattamaan ne pois ilmakehästä. Myös eksosfääri jaetaan osiin vedyn ionisaation mukaan:
    • Metasfäärissä, joka alkaa 500 kilometrin korkeudesta, vety on vain osaksi ionisoitunutta.
    • Protosfäärissä vety on ionisoitunut kokonaan.

Kemiallisten ja sähköisten ominaisuuksien mukaan nimettyjä kerroksia

• Otsonikerros on osa stratosfääristä ja sijaitsee noin 25 kilometrin korkeudessa ja sisältää nimensä mukaisesti runsaasti otsonia.
• Kemosfäärissä (30–100 km) Auringon ultraviolettisäteily hajottaa vesihöyryä ja hiilidioksidia. Ionien ja elektronien yhtyminen aiheuttaa airglow'n eli ilmahehkun.
• Ionosfääri alkaen 50 kilometristä.

Ionosfääri

Ionosfääri sisältää ionisoituneita hiukkasia, jotka keskittyvät neljään vyöhykkeeseen: D, E, F₁ ja F₂. Ionosfäärin alaosan sähköpotentiaali maanpinnan suhteen on noin +300 kV.

• D-kerros sijaitsee mesopaussin alapuolella, muodostuu päivällä ja heijastaa alle 50 kHz:n radioaaltoja, mutta myös vaimentaa voimakkaasti 0,3–3 MHz taajuuksisia radioaaltoja.
• E-kerros eli Heaviside-kerros (nimetty löytäjänsä Oliver Heavisiden mukaan) syntyy Auringon noustessa, ollen minimissään yöllä ja se heijastaa alle 1 MHz:n radioaaltoja. Ilmahehku sijaitsee näillä main ja aiheutuu siitä kun vapaat elektronit yhtyvät takaisin ioneihin. E-kerros heijastaa satunnaisesti kesäaikaan myös VHF-taajuisia radioaaltoja n. 150 MHz asti (E_s).
• F-kerros sisältää kaksi tiheämpää kohtaa:
  • F₁-kerros sijaitsee noin 200 km:n korkeudella.
  • F₂-kerros eli Appleton-kerros (nimetty brittifyysikko Edvard Victor Appletonin mukaan) noin 300 km:n korkeudella. Tämä kerros on varsin pysyvä luonteeltaan, sillä ionien ja elektronien yhtyminen, joka kerroksen aiheuttaa on varsin hidasta johtuen pienestä ilmantiheydestä.
  • F-kerrokset heijastavat lyhyitä radioaaltoja, Suomessa auringonpilkkumaksimin aikoihin pystyluotauksessa n. 7–15 MHz:n ja minimin aikaan noin 4–5 MHz:n aaltoja. Vastaavasti radioaalto taipuu horisontin taa matalilla heijastuskulmilla pilkkumaksimin aikoihin talviaikaan jopa 40–50 MHz taajuuksille asti ja pilkkuminimin tienoilla 10–20 MHz. Suurempitaajuuksiset aallot menevät kerrosten läpi.

Ionosfäärissä esiintyviä ilmiöitä ovat mm.

• Mögelin-Dellingerin häiriö, joka aiheutuu Auringon ultraviolettisäteilyn väliaikaisesta voimistumisesta. Lyhyiden radioaaltojen absorptio kasvaa ja pitkien radioaaltojen heijastuskyvyn paraneminen. Ionosfäärissä on myös voimakkaita sähkövirtoja; jopa kymmeniä tuhansia ampeereja.
• Faraday-kiertymä, joka tarkoittaa sähkömagneettisen aallon polarisaatiotason kiertymistä. Kiertymä on suoraan verrannollinen ionosfäärin vapaiden ionien määrään. Kiertymän vaikutus alkaa näkyä matalilla mikroaaltotaajuuksilla (~1 GHz) ja sitä pienemmillä taajuuksilla.
• Revontulet

Ilmakehän historiaa

Ilmakehässä tärkeimpiä ihmiselämän syntyyn vaikuttaneita tekijöitä olivat maapallon jäähtyminen ja sitä kautta vesihöyryn tiivistyminen, merien syntyminen sekä hapen syntyminen.

Noin 4,5 miljardia vuotta sitten maapallon ilmakehä koostui lähinnä vesihöyrystä (H2O), hiilidioksidista (CO2), vedystä (H2) sekä typestä (N2). Happea ei vielä tällöin ollut lainkaan. Hapen määrä ilmakehässä alkoi lisääntyä vasta, kun noin 3 miljardia vuotta sitten ensimmäiset happea tuottavat bakteerit syntyivät. Niillä oli kyky pilkkoa vettä vedyksi ja hapeksi, eivätkä ne vielä tarvinneet happea omiin elintoimintoihinsa, joten happea alkoi vapautua. Pikkuhiljaa hapen määrä ilmakehässä kasvoi ja vapaan vedyn väheni. Tämä kehitys oli hidasta, ja vielä noin 2 miljardia vuotta sitten ilmakehän happipitoisuus oli vielä vain noin sadasosa nykyisestä. Nykyisen happipitoisuutensa ilmakehä saavutti vasta noin 400 miljoonaa vuotta sitten. Se on noin 21 prosenttia ilmakehän tilavuudesta.

Hapen syntyminen ilmakehässä oli tärkeää elämän kannalta, sillä kaikki eliöt tarvitsevat happea elintoimintoihinsa. Se aloitti myös otsonin (O3) syntymisprosessin, sillä otsonia syntyy hapen hajotessa auringon ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta yksittäisiksi atomeiksi ja sitten pian taas muodostuessa uusiksi molekyyleiksi. Otsoni on tärkeä molekyyliyhdiste, sillä se suodattaa auringon haitallista UV-säteilyä pois maapallon ilmakehästä.

Havainnointi ja tutkimus

Historiaa

Vuonna 1640 saatiin Italian Firenzessä valmistettua pumppulaite, jolla todistettiin että yli 10 metrin korkeuteen oli mahdotonta imeä vettä, oli imutehoa käytettävissä kuinka paljon tahansa. Siihen asti oli vallalla ollut Aristoteleen aikainen käsitys pumpun toimintaperiaatteesta, joka nyt osoittautui vääräksi: vesi kohosi pumppuun siksi, että luonto kammoaisi tyhjiötä ja vesi kiiruhtaisi täyttämään sen.

Evangelista Torricelli, Galileo Galilein oppilas, huomasi pian todellisen syyn pumpun imuvoiman puutteelle: ilmakehän paino painaa veden putkeen, jonka hän todisti oikeaksi kuululla elohopeapatsaalla, joka on vielä nykyäänkin paineen mitta. Samalla hän tuli keksineeksi tavan mitata ilmakehän paine.

Nykyaika

Myöhemmin ilmakehän in situ -mittaukset, eli sellaiset joissa anturi koskettaa mittauskohdetta, ulotettiin ylempiin ilmakerroksiin nostamalla mittareita ylös ensin leijojen, myöhemmin kaasuilmapallojen avulla. Vilho Väisälä oli eräs uranuurtajia tässä, ja nykyisin Vaisala Oyj:n mittalaitteita käytetään säähavainnoinnin lisäksi teollisuudessa ja monissa avaruusprojekteissa ja -luotaimissa.

Kaukokartoituslaitteista säätutka on ensimmäisenä saanut jalansijaa ilmakehän luotaamisessa. Erilaisilla tutkilla voidaan tutkia ilmamassojen, pilvien, saderintamien, revontulien ja muiden vastaavien kulkusuuntaa, nopeutta ja muita sääennustukselle tärkeitä ominaisuuksia käyttäen hyväksi mikroaaltojen sirontaa sekä dopplerilmiötä.

Sään ja ilmakehän havainnointiin on omat satelliittinsa. Yhdysvaltojen vuonna 1960 laukaisemaa Tiros 1:ta pidetään ensimmäisenä "oikeana" sääsatelliittina. Nyt kun ilmakehästä saadaan erittäin runsaasti tietoja, on niiden käsittelyssä avuksi otettu tehokkaat supertietokoneet ja monimutkaiset matemaattiset mallit ennustusten tekoon.

Suomessa ilmakehän tutkimusta (samoin kuin revontulienkin) suorittaa Ilmatieteen laitos.

Maan ilmakehän raja

Maan ilmakehän rajaa on vaikea määrittää.

• 1/2 ilmakehästä on alle 5,6 km:n korkeudessa, 3/4 ilmakehästä on 11 km:n sisässä, ja 90 % 16 km:n korkeudessa. Alempi ilmakehä, troposfääri, on päiväntasaajalla 17 km:n korkeudessa, navoilla 7 km:n korkeudessa. Normaali suihkukone lentää 10 km:n korkeudessa.

• Amerikkalaisen määritelmän mukaan yli 80,5 km:n korkeuteen lentänyt on astronautti.
• Joskus ilmakehän rajana pidetään Karmanin rajaa, joka on noin 100 km:n korkeudessa. Sen yläpuolella ei voi lentokoneella tai ilmapallolla lentää. Sielläkin ilman tiheys vaihtelee huomattavasti paikasta ja ajasta toiseen, ainakin kertoimella 5.
• 100 km:n raja ilmakehän korkeudeksi on sopiva senkin puolesta että 99,9997 % ilmasta on alle 100 km:n korkeudessa.
• Noin 120 km:n korkeudessa Maahan syöksyvä avaruusalus alkaa hehkua.
• Noin 690 km:n korkeudessa ilmakehä alkaa hajaantua muuttuen eksosfääriksi.

Miten korkealla ihminen pysyy hengissä

Ihminen voi hengittää ja asua ilman happilaitteita ainakin 5000 m:n korkeudessa, mutta monille tulee jo 2500 m:n korkeuteen kiivettäessä ohuen ilman aiheuttamaa sairastumista. 3000–5000 m:n korkeudessa oleskelu vaatii yleensä totuttautumista. Viimeistään noin 5500 m:n korkeudessa ihmisiä alkaa kuolla ohueen ilmaan, eikä siellä voi pysyvästi asua.. Noin 6000 metrissä voi oleskella muutamia viikkoja jos on harjoitellut olemaan ohuessa ilmassa, mutta yleensä tämä on hengenvaarallista.

7000 m:n korkeudessa kuolee ihmisistä 4% ja yli 7500 m:n korkeudessa runsaasti. 8850 m:n korkuiselle Mount Everestille on kiivetty ilman happilaitteita, mutta siellä voi harjoittelunkin jälkeen olla vain vähän aikaa. Ilmanpaine Mount Everestin huipulla on noin kolmasosa siitä, mitä se on merenpinnan tasalla.

Ilmanpaineen pieneneminen ylöspäin mentäessä

ilmakehän paineen osia	Keskim korkeus
	(metriä, m)	(jalkaa, ft)
1	0	0
1/2	5486.3	18000
1/3	8375.8	27480
1/10	16131.9	52926
1/100	30900.9	101381
1/1000	48467.2	159013
1/10000	69463.6	227899
1/100000	96281.6	283076

Katso myös

• Ilma
• Dopplertutka
• Ilmansaasteet
• Ilmaston lämpeneminen
• Isoterminen ilmakehä
• Meteorologia
• Aeroekologia
• Revontulet
• Ilmamassa
• Sää
• Sään ennustaminen
• Taivas
• Planeettojen kaasukehät

Lähteet

• Ilmakehän rakenne Turun yliopisto, Tuorlan observatorio. Viitattu 2007-6-9. Artikkelin osittainen lähde
• Kirjalähde: Otava 2008: Suomalainen sääopas(uudistettu laitos)

Aiheesta muualla

• Kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Ilmakehä Wikimedia Commonsissa
• Millainen ilmakehä on Ilmatieteen laitos. Viitattu 2007-6-9.

Kirjallisuutta

• Karttunen, Hannu & Koistinen, Jarmo & Saltikoff, Elena & Manner, Olli: Ilmakehä, sää ja ilmasto. Laajennettu ja korjattu laitos teoksesta Ilmakehä ja sää. Ursan julkaisuja 107. Helsingissä: Ursa, 2008. ISBN 978-952-5329-61-2.