Planeettojen kaasukehät

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun

Planeettojen kaasukehät ovat planeettojen ympärillä olevia kaasuvaippoja. Niiden koostumus riippuu saatavien aineiden lisäksi siitä, mitä aineita planeetta pystyy kaasukehässään pidättelemään.

Jos planeetta tai kuu on kevyt, se ei kykene pidättelemään kuin raskaita kaasuja, tai ei kaasuja ollenkaan. Maan Kuulla ei ole kaasukehää, koska sen painovoima ja pakonopeus ovat pieniä.

Kun Kuun pakonopeus on pieni, raskainkin kaasu liikkuu niin nopeasti lämmön vaikutuksesta, että kaasukehä pääsee karkaamaan. Lähempänä Aurinkoa kuumemmilla etäisyyksillä kaasujen lämpöliike on nopeampaa, ja kaasut karkaavat helpommin. Marsista happi ja typpi karkaavat melko nopeasti pois, koska planeetan painovoima ja pakonopeus ovat pienet. Maasta karkaavat vety ja helium.

Elinkelpoisella planeetalla on oltava kaasukehässään happea. Hyvin suurilla planeetoilla raskas kaasukehä nesteytyy suurissa paineissa, ja niillä ei ole kiinteää pintaa. Näin on muun muassa Jupiterilla.

Planeettojen kaasukehien teoriaa[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Esimerkiksi Maan ilmakehän paineen määrää yllä olevan ilmapatsaan paino. Ilmapatsas ohenee ylöspäin mennessä 1/2,718... eli 1/e osaan skaalakorkeudeksi kutsutussa korkeudessa. Kaasun painetta pinnalla nostaa suuri kaasun määrä (kaasun tiheys) ja myös korkea lämpötila.

Kaasukehää tuottavat tulivuoren purkaukset, pinnalta tapahtuva haihtuminen tai sublimaatio ja kosmisen hiukkassäteilyn sekä Auringon säteilyn ja mikrometeorien kaasuosasia pinnasta irrottava vaikutus. Kaasua tuottaa myös kivien rapautuminen ja komeettatörmäykset.

Kaasukehä karkaa avaruuteen muun muassa molekyylien lämpöliikkeen takia[1], johon monesti liittyy kosmisen säteilyn tai Auringon säteilyn molekyylejä hajottava vaikutus. Hajonneen molekyylin atomit ovat kevyempiä kuin alkuperäinen molekyyli ja karkaavat siksi avaruuteen. Suuret asteroiditörmäykset voivat puhaltaa ainakin osan kaasukehästä avaruuteen. Kaasukehää tai sen osia voi tiivistyä tilapäisesti tai pysyvästi planeetan pinnalle lämpötilan laskiessa. Jotkin kivet voivat reagoida joidenkin kaasukehän kaasujen kanssa ja niin sitoa kaasua itseensä.[2]

Mitä paksumpi kaasukehä on, sitä paremmin se suojaa itseään Auringon ultraviolettisäteilyltä, joka hajottaa kaasumolekyylejä.

Jättiläisplaneetoilla vety ja helium pysyvät planeetan vetovoimassa ja nesteytyvät kaasukehän pohjalla. Näin näillä pleneetoille ei ole niiden suuren kaasunpidätyskyvyn takia kiinteää pintaa lainkaan.

Kaasukehän haihtuminen avaruuteen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Esimerkiksi vesihöyry haihtuu avaruuteen, jos se nousee kyllin korkealla. Noin 20 kilometrin korkeudessa, otsonikerroksen yläpuolella Auringon ultraviolettisäteily alkaa toden teolla hajottaa vesimolekyylejä vedyksi ja hapeksi. Yli 150 kilometrin korkeudessa vesihöyryn molekyylit ovat täysin ja varmasti hajonneet[3].

Planeettojen ja kuiden kaasukehiä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Planeetta
tai kuu
Lämpötila Pakonopeus
pinnalla m/s
1/6 pakonopeudesta Kaasun paine
Maan ilmakehää
Kaasun
tiheys
pinnalla kg/m3
Kaasukoostumus
pääosin
Keskimääräinen
kaasun
atomimassa (amu)
Venus 750 K (460 °C) 10361[4] 1727 90 67 Hiilidioksidi CO2 96,5%,
Typpi N2 3,5%
noin 43,2
Maa 275 K (n. 15 °C) 11181 1863 1 1,293 Happi O2 20,9%, Typpi N2 78,1% 28,6
Mars 260 K (-55 °C) 5026 838 0,007 (6,3 mbar) 0,018 95,3% CO2, N2 2,7% 42,5
Titan 95K (-178°C) 2650[5] noin 1,5 90% Typpi N2, 7% Metaani CH4

Käytännössä kaasukehättömän Merkuriuksen pakonopeus on 4400 m/s ja lämpötila 130–770 K. Sieltä niin kuin Kuustakin karkaa myös hiilidioksidi.

Hyvin kuuma, mutta suunnilleen Maan kokoinen Venus ei kykene pidättelemään vesihöyryä kaasukehässään, mutta viileämpi, suunnilleen samankokoinen Maa pystyy.[6]. Maassa ja Venuksessakin pysyvät happi ja typpi, mutteivät vety ja helium[7]. Titan ei kykene pidättelemään kaasukehässä vesihöyryä, joka tosin jäätyy sen oloissa. Maan kaasukehälle on ominaista lämpötilan kasvu stratosfäärissä 7/18-50 km:n korkeudessa. Venuksella ja Marsilla ei ole Maan tyyppistä tropopaussia ja stratosfääriä, mesosfääri alkaa suoraan 45-55 km:n korkeudessa ja lämpötila putoaa jatkuvasti. Maassahan stratosfääriä lämmittää otsoni.[8]

Lisätietoja planeettojen/kuiden kaasukehistä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

[8][9]

Venus Maa Mars Titan
Pintapaine (bar) 92 1 0,006 1,5
Skaalakorkeus (km) 16 8 11
Kaasupylvään massa (kg) 1,0E+06 1,0E+04 1,6E+02
Kokonaismassa (kg) 4,8E+20 5,2E+18 2,3E+16
Kaasupylvään molekyylitiheys (/m2) 1,5E+31 2,2E+29 2,3E+27
Molekyylitiheys pinnalla (/m3) 9,01E+26 2,52E+25 1,95E+23
Tiheys pinnalla (kg/m3) 6,58E+01 1,21E+00 1,42E-02
Kaasun molekyylimassa[9] 44,01 28,97 44,01 28,67

Kaasukehän kaasupylväs on neliömetrin alainen kaasupylväs, joka ulottuu koko kaasukehän korkeudelle. Kun tämän massa kerrotaan koko planeetan alalla, saadaan kaasukehän massa. Todellisissa kaasukehissä kaasun tiheys vaihtelee eri puolilla planeettaa.

Vertailutieto: tulivuoren purkauskaasujen koostumus

  • 80% H2O vesihöyryä
  • 12% CO2
  • 6.5% SO2
  • 1.3 % N2
  • 0.6% H2
  • 0.4% CO

Planeettojen kaasukehiä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Merkurius Venus Maa Mars Jupiter Saturnus Uranus Neptunus
Etäisyys
Auringosta (AU)
0.387 0.723 1 1.524 5.203 9.538 19.18 30.06
Kiertoaika vuotta 0.24 0.61 1.00 1.88 11.87 29.46 84.00 164.81
Säde (km) 2439 6052 6378 3398 71400 60330 25559 24764
Massa (10^24 kg) 0.33 4.87 5.98 0.642 1900 569 86.8 102
Painovoima
pinnalla (m/s2)
3.70 8.87 9.81 3.71 24.86 10.43 8.86 11.09
Pakonopeus
(km/s)
4.25 10.35 11.18 5.02 59.54 35.45 21.27 23.43
Pyörähdysaika
(tuntia)
1408 5832 24 24.62 9.8 10.6 17.3 16.1
Kaasukehän
koostumus
He, O, Na CO2 N2, O2, CO2 H2, He H2, He H2, He H2, He
Kaasun
molekyylimassa
(amu)
16 44 29 44 2.22 2.07 2.64 2.61
Albedo 0.12 0.59 0.39 0.15 0.44 0.46 0.56 0.51
Lämpötila
(teoreettinen)
444 268 252 222 108 79 53 43
Todellinen
lämpötila
100-700 740 288 223 125 95 60 50
Pintapaine (bar) 9.47E-15 92 1 0.006 1 1 1 1
Skaalakorkeus (km) 62 16 8 11 19 36 21 14
Kaasukehän
korkeus/H
39 387 763 301 3819 1660 1207 1737
Kaasupylvään
massa (kg)
2.6E-10 1.0E+06 1.0E+04 1.6E+02 4.0E+03 9.6E+03 1.1E+04 9.0E+03
Kaasukehän
massa (kg)
1.9E+04 4.8E+20 5.2E+18 2.3E+16 2.6E+20 4.4E+20 9.3E+19 6.9E+19
Kaasupylvään
molekyylitiheys
(/m2)
1.0E+16 1.5E+31 2.2E+29 2.3E+27 1.1E+30 2.9E+30 2.7E+30 2.2E+30
Kaasun
molekyylitiheys
pinnalla (/m3)
1.55E+11 9.01E+26 2.52E+25 1.95E+23 5.80E+25 7.63E+25 1.21E+26 1.45E+26
Kaasukehän
tiheys
pinnalla(kg/m3)
4.11E-15 6.58E+01 1.21E+00 1.42E-02 2.14E-01 2.62E-01 5.29E-01 6.28E-01
Kuu Io Europa Ganymedes Kallisto Titan Triton
Etäisyys
Auringosta (AU)
1 5.2 5.2 5.2 5.2 9.538 30.06
Kiertoaika
(yrs)
Säde (km) 1738 1820 1565 2640 2420 2575 1350
Massa
(10^24 kg)
0.0735 0.0889 0.0479 0.148 0.108 0.135 0.0214
Painovoima
pinnalla (m/s2)
1.62 1.79 1.30 1.42 1.23 1.36 0.78
Pakonopeus (km/s) 2.37 2.55 2.02 2.73 2.44 2.64 1.45
Pyörähdysaika
Koostumus He, Na, O SO2 O2 O2 O2 N2, CH4 N2
Molekyylimassa
amu
23 64 32 32 32 28 28
Albedo 0.11 0.63 0.64 0.43 0.17 0.2 0.14
Teoreettinen
pintalämpötila
277 97 97 109 119 87 50
Todellinen
pintalämpötila
100-400 94 ~50
Pintapaine (bar) 1.2E-15 9.2E-10 3.3E-12 2.2E-12 1.9E-10 1.5 1.00E-05
Skaalakorkeus km 61 7 19 20 25 19 19
Kaasukehän korkeus H 28 259 82 133 97 136 72
COLUMN MASS (kg) 7.4E-11 5.1E-05 2.6E-07 1.5E-07 1.5E-05 1.1E+05 1.3E+00
Kaasukehän
massa (kg)
2.8E+03 2.1E+09 7.9E+06 1.3E+07 1.1E+09 9.2E+18 2.9E+13
Kaasupylvään
molekyylitiheys
(/m2)
2.0E+15 5.0E+20 5.0E+18 3.0E+18 3.0E+20 2.5E+30 2.9E+25
Molekyylitiheys
pinnalla(/m3)
3.13E+10 6.81E+16 2.50E+14 1.45E+14 1.15E+16 1.16E+26 1.45E+21
Kaasukehän
tiheys pinnalla
(kg/m3)
1.19E-15 7.24E-09 1.33E-11 7.71E-12 6.10E-10 5.37E+00 6.73E-05

Planeetan kaasukehän laskemista[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Jotta kaasu pysyisi planeetan kaasukehässä, sen lämpöliikkeen eli äänen nopeuden kaasussa on oltava huomattavasti pienempi kuin planeetan pakonopeuden.[10]

Planeetan pakonopeus riippuu planeetan läpimitasta:

V_{pako} = \sqrt{\frac{2GM}{R}},

missä

Jos kaasu liikkuu ilmakehässä pakonopeutta suuremmilla nopeuksilla, se karkaa avaruuteen. Kuulla on hyvin pieni pakonopeus Maahan verrattuna, koska se on maata kevyempi ja eikä niin tiheä kuin Maa. Siksi se ei kykene pidättelemään kaasukehää.

Lämpimämmiltä planeetoilta karkaa enemmän kaasua pois ilmakehästä avaruuteen kuin kylmemmiltä, koska suuremmassa lämpötilassa kaasuosasten lämpöliike on voimakkaampaa. Auringon lämmittäessä kaasukehän kaasua sen osaset saavuttavat tietyn nopeusjakauman. Jotkin kaasuhiukkaset saattavat liikkua auringon säteilyn kiihdyttämänä jopa viisi kertaa kaasumolekyylien keskimääräistä nopeutta nopeammin. Kevyet kaasut kuten vety liikkuvat raskaampia kaasuja, esimerkiksi happea ja hiilidioksidia vikkelämmin.

Ideaalisen kaasumolekyylin keskinopeus voidaan laskea seuraavasti:

V_{keski}=\sqrt{\frac{3 k T_{keski}}{m}} \approx 157{,}93 \sqrt{\frac{T_{keski}}{m}},

missä

  • V_{keski} on kaasun keskinopeus (keskimääräinen lämpöliike, äänen nopeus),
  • k on Boltzmannin vakio,
  • T_{keski} on keskilämpötila kelvineissä,
  • ja m on kaasumolekyylin keskimääräinen massa.

Esimerkiksi vetymolekyylille H_2 molekyylimassa on 2, hapelle 32, hiilidioksidille 44 ja vesihöyrylle 18.

Ideaalikaasun yksittäisten osasten keskinopeus noudattaa Maxwellin nopeusjakaumaa, jossa keskinopeuden yläpuolella liikkuu huomattava osa kaasumolekyyleistä. Näin ollen suuri osa kaasua karkaa avaruuteen, jos kaasuosaset liikkuvat planeetan pakonopeudella tai vaikkapa murto-osalla tästä. Jos nopeusjakauman keskiarvo V_{keski} on sama kuin planeetan pakonopeus, kaasukehä karkaa hyvin nopeasti.

Koska kaasumolekyylien nopeusjakauma on liukuva, ei osata sanoa tarkkaa rajaa sille, missä ajassa ja miten suurelta planeetalta tietyistä kaasuista, esimerkiksi hapesta ja typestä koostuva kaasukehä karkaa. Käytännössä voidaan sanoa, että puolet kaasukehästä pysyy planeetan pinnalla 1000 miljoonaa vuotta jos  V_{keski} < 0,2 V_{pako} eli kaasuhiukkasten keskinopeus on alle viidesosa pakonopeudesta.[11][12] Mutta jos kaasumolekyylit liikkuvat neljäsosan nopeudella, kaasu pysyy ilmakehässä vain muutamia tuhansia vuosia, ja kolmasosan nopeudella pakonopeudesta vain muutaman viikon.

Nyrkkisääntönä pidetään monesti, että planeetta pystyy pitämään pitkiä aikoja (miljardeja vuosia) kaasua, jos[13]

 V_{pako} > 6 \sqrt{ \frac {3kT}{m} } ,

missä

Jolloin kaasu pysyy kaasukehässä, jos sen molekyylipaino

 m > 54 \frac {kR}{MG} T,

missä

  • m on molekyylipaino,
  • k on Boltzmannin vakio,
  • R on planeetan säde,
  • M on planeetan massa,
  • G on gravitaatiovakio,
  • ja T on planeetan pintalämpötila.

Erään toisen teorian mukaan kaasu pysyy varmasti kaasukehässä Aurinkokunnan eliniän, jos sen keskimääräisen liikenopeuden kymmenesosa on suurempi kuin pakonopeus, V_k/10>V_{pako}. Kaasu pysyy jonkin aikaa, jos V_k/5<V_{pako}<V_k/9.[14], ja jos V_k/5<V_{pako}, kaasu karkaa nopeasti.

Maalle näyttää olevan ominaista, että se heliumin liikenopeus on suurempi kuin Maan pakonopeuden kuudesosa eli V_{keskiHe} > \frac{1}{6} V_{pako}. Happi liikkuu Maan ilmakehässä suunnilleen nopeudella 0,46 km/s 0-asteessa ja vety nopeudella 1,84 km/s. Maan pakonopeus on 11,2 km/s.

Jos siis planeetta on huomattavasti kevyempi kuin Maa, sen pinnalta karkaa suuri osa kaasusta pois kuten Marsissa on käynyt. Marsin massa on noin 0,15 Maan massasta. Pakonopeus on siellä noin 5 km/s. Keskilämpötila on 210 kelviniä. Näissä oloissa Marsilla on vain ohut ilmakehä, jonka paine on alle prosentin maan ilmanpaineesta eli 0,7–0,9 kPa.

Kaasun paine planeetan pinnalla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kaasun painetta planeetan pinnalla ei kyetä laskemaan, jos ei tunneta kaasuosasten määrää. Silti voidaan laskea skaalakorkeus H, jonka pohjalta voidaan päätellä, että esimerkiksi planeetan, jonka painovoima pinnalla on 0,5 g ja joka omaa samankaltaisen ilmamäärän kuin Maa, ilmanpaine pinnalla on 0,5 ilmakehää, eli juuri ja juuri hengityskelpoinen. Joissain yhteksissä on käytetty Maan ja Marsin ilmanpaineista johdettua arviota, jonka mukaan ilmanpaine olisi suunnilleen planeetan massa potenssiin kaksi. [15]. Toisaalta jos samantyyppisen ilmakehän omaavia Marsia ja Venusta verraten tullaan siihen tulokseen, että potenssi onkin suunnilleen 4.

Kaasujen liikenopeuksia eri lämpötiloissa[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lämpötila K Lämpötila °C Vety H2 2 amu Helium He 4 amu Vesihöyry H20 18 amu Typpi N2 28 amu Hiilidioksidi CO2 44 amu
0 -273 0 0 0 0 0
10 -263 353 249 117 94 75
20 -253 499 353 166 133 106
30 -243 611 432 203 163 130
40 -233 706 499 235 188 150
50 -223 789 558 263 211 168
60 -213 865 611 288 231 184
70 -203 934 660 311 249 199
80 -193 998 706 332 266 212
90 -183 1059 749 353 283 225
100 -173 1116 789 372 298 238
110 -163 1171 828 390 313 249
120 -153 1223 865 407 326 260
130 -143 1273 900 424 340 271
140 -133 1321 934 440 353 281
150 -123 1367 967 455 365 291
160 -113 1412 998 470 377 301
170 -103 1456 1029 485 389 310
180 -93 1498 1059 499 400 319
190 -83 1539 1088 513 411 328
200 -73 1579 1116 526 422 336
210 -63 1618 1144 539 432 345
220 -53 1656 1171 552 442 353
230 -43 1693 1197 564 452 361
240 -33 1730 1223 576 462 368
250 -23 1765 1248 588 471 376
260 -13 1800 1273 600 481 383
270 -3 1834 1297 611 490 391
280 7 1868 1321 622 499 398
290 17 1901 1344 633 508 405
300 27 1934 1367 644 516 412
310 37 1966 1390 655 525 419
320 47 1997 1412 665 533 425
330 57 2028 1434 676 542 432
340 67 2059 1456 686 550 439
350 77 2089 1477 696 558 445
360 87 2118 1498 706 566 451
370 97 2148 1518 716 574 457
380 107 2176 1539 725 581 464
390 117 2205 1559 735 589 470
400 127 2233 1579 744 596 476
410 137 2261 1598 753 604 482
420 147 2288 1618 762 611 487
430 157 2315 1637 771 618 493
440 167 2342 1656 780 626 499
450 177 2368 1675 789 633 505
460 187 2395 1693 798 640 510
470 197 2421 1711 807 647 516
480 207 2446 1730 815 653 521
490 217 2471 1747 823 660 527
500 227 2497 1765 832 667 532
510 237 2521 1783 840 674 537
520 247 2546 1800 848 680 542
530 257 2570 1817 856 687 548
540 267 2595 1834 865 693 553
550 277 2618 1851 872 699 558
560 287 2642 1868 880 706 563
570 297 2666 1885 888 712 568
580 307 2689 1901 896 718 573
590 317 2712 1918 904 724 578
600 327 2735 1934 911 731 583
610 337 2758 1950 919 737 588
620 347 2780 1966 926 743 592
630 357 2802 1982 934 749 597
640 367 2825 1997 941 755 602
650 377 2847 2013 949 760 607
660 387 2868 2028 956 766 611
670 397 2890 2043 963 772 616
680 407 2912 2059 970 778 620
690 417 2933 2074 977 783 625
700 427 2954 2089 984 789 629
710 437 2975 2104 991 795 634
720 447 2996 2118 998 800 638
730 457 3017 2133 1005 806 643
740 467 3037 2148 1012 811 647
750 477 3058 2162 1019 817 652
760 487 3078 2176 1026 822 656
770 497 3098 2191 1032 828 660
780 507 3118 2205 1039 833 664
790 517 3138 2219 1046 838 669

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Tähtitieteen perusteet, hannu karttunen et al, 5. laitos, Ursa Helsinki 2010, Ursan julkaisuja 119, ISBN 978-952-5329-82-7
  1. Nils Mustelin, Elämää maailmankaikkeudessa, ISBN 951-0-09051-4, WSOY Porvoo 1980, sivu 49
  2. Prof. Bagenal, Fran: Planetary Atmospheres ASTR3720: Class 20 - Atmospheric Evolution 1 (kurssimateriaali) 2005. University of Colorado. Viitattu 29.6.2007. (englanniksi)
  3. Petre D. Ward, Planeetta Maan elämä ja kuolema, Ursa 88,141
  4. Ass. prof. Li, Jie: Geology 116 The planets: Class 7-1 "Atmospheric Composition: Escape Velocities and Surface Temperature" (kurssimateriaali, .pdf-tiedosto) 28.2.2005. University of Illinois, Urbana Champaign. Viitattu 29.6.2007. (englanniksi)
  5. Hamilton, Calvin J.: Titan Views of the Solar System. Viitattu 29.6.2007. (englanniksi)
  6. Prof. Schombert, Jim: Astronomy 121: The Formation and Evolution of the Solar System: Lecture 14, Terrestrial Planet Atmospheres (kurssimateriaali) University of Oregon. Viitattu 29.6.2007. (englanniksi)
  7. Nils Mustelin, elämää maailmankaikkeudessa sivu 51
  8. a b Prof. Bagenal, Fran: Planetary Atmospheres ASTR3720: Class 14 - Earth, Venus, Mars - 4 (kurssimateriaali) 2005. University of Colorado. Viitattu 29.6.2007. (englanniksi)
  9. a b Sanchez-Lavega, Agustin, Perez-Hoyos, Santiago, Hueso, Ricardo: Clouds in planetary atmospheres: A useful application of the Clausius-Clapeyron equation (.pdf-tiedosto) 26.6.2003. Universidad del Pais Vasco. Viitattu 29.6.2007. (englanniksi)
  10. Karttunen, Hannu (et al): Tähtitieteen perusteet, neljäs laitos, s. 222-. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, Ursan julkaisuja 87, 2003.
  11. Karttunen et al 2010, s 224, luku 7.7
  12. Strobel, Nick: Astronomy Notes: kappale Atmospheres, alaotsikko Escape of Atmospheres (verkkokirja) 21.5.2001. Primis/McGraw-Hill. Viitattu 29.6.2007. (englanniksi)
  13. Dr. Larson, Ana M.: Astronomy 150U: kurssitehtävä 19, Atmospheric Escape (.pdf-tiedosto, kurssimateriaali) 16.6.2005. University of Washington. Viitattu 29.6.2007. (englanniksi)
  14. Nebraska Astronomy Applet Project: "Atmospheric Retention - Student Guide" (välikoe) (oppimateriaali) University of Nebraska. Viitattu 29.6.2007. (englanniksi)
  15. Burrows, Jim: StarGen - Solar System Generator 2003. Viitattu 29.6.2007. (englanniksi)

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]