Atmósfera

Vista de la activa atmósfera de Júpiter, con la Gran Mancha Roja hacia el centro de la imagen.

La atmósfera es la capa de gas que rodea a un cuerpo celeste. Los gases resultan atraídos por la gravedad del cuerpo, y se mantienen en ella si la gravedad es suficiente y la temperatura de la atmósfera es baja. Algunos planetas están formados principalmente por gases, por lo que tienen atmósferas muy profundas.

Atmósfera terrestre

La altura de la atmósfera de la Tierra es de más de 100 km, aunque más de la mitad de su masa se concentra en los seis primeros kilómetros y el 75 % en los primeros 11 km de altura desde la superficie planetaria. La masa de la atmósfera es de 5,1 x 1018 kg.

La atmósfera terrestre protege la vida de la Tierra, absorbiendo en la capa de ozono parte de la radiación solar ultravioleta, y reduciendo las diferencias de temperatura entre el día y la noche, y actuando como escudo protector contra los meteoritos.

La composición de la atmósfera

Los distintos colores se deben a la dispersión de la luz producida por la atmósfera.

Casi la totalidad del aire (un 95 %) se encuentra a menos de 30 km de altura, encontrándose más del 75 % en la tropósfera. El aire forma en la troposfera una mezcla de gases bastante homogénea, hasta el punto de que su comportamiento es el equivalente al que tendría si estuviera compuesto por un solo gas.

Composición química aproximada

Nitrógeno78.08% (N2)[1]
Oxígeno20.95% (O2)
Argón0.93 % v/v
CO2400 ppmv
Neón18.2 ppmv
Hidrógeno5.5 ppmv
Helio5.24 ppmv
Metano1.72 ppmv
Kriptón1 ppmv
Óxido nitroso0.31 ppmv
Xenón0.08 ppmv
CO0.05 ppmv
Ozono0.03 – 0.02 ppmv (variable)
CFC0.3 – 0.2 ppbv (variable)
Vapor de agua1 % (variable)
No computable para el aire seco.

Capas de la atmósfera de la Tierra

Capas de la atmósfera.
Imagen de la estratosfera.

Troposfera

Es la capa más cercana a la superficie terrestre, donde se desarrolla la vida y ocurren la mayoría de los fenómenos meteorológicos. Tiene unos 8 km de espesor en los polos y alrededor de 16 km en el ecuador. En esta capa la temperatura disminuye con la altura alrededor de 6,5 °C por kilómetro. La troposfera contiene alrededor del 75 % de la masa gaseosa de la atmósfera, así como casi todo el vapor de agua. En ella se ubica la tropopausa.

Estratosfera

Es la capa que se encuentra entre los 10 km y los 50 km de altura. Los gases se encuentran separados formando capas o estratos de acuerdo a su peso. Una de ellas es la capa de ozono que protege a la Tierra del exceso de rayos ultravioleta provenientes del Sol. Las cantidades de oxígeno y anhídrido carbónico son casi nulas y aumenta la proporción de hidrógeno. Actúa como regulador de la temperatura, siendo en su parte inferior cercana a los -60 °C y aumentando con la altura hasta los 10 o 17 °C. En ella se ubica la estratopausa.

Mesosfera

Es la capa donde la temperatura puede disminuir ( o descender) hasta los -70 °C conforme aumenta su altitud. Se extiende desde la estratopausa (zona de contacto entre la estratosfera y la mesosfera) hasta una altura de unos 80 km, donde la temperatura vuelve a descender hasta unos -80 °C o -90 °C. En ella se ubica la mesopausa.

Termosfera o Ionosfera

Es la capa que se encuentra entre los 90 y los 400 kilómetros de altura. Su límite superior es la termopausa. En ella existen capas formadas por átomos cargados eléctricamente, llamados iones. Al ser una capa conductora de electricidad es la que posibilita las transmisiones de radio y televisión por su propiedad de reflejar las ondas electromagnéticas. El gas predominante es el nitrógeno. Allí se produce la destrucción de los meteoritos que llegan a la Tierra. Su temperatura aumenta desde los -73 °C hasta llegar a 1.500 °C. En ella se ubica la ionopausa.

Exosfera

La exosfera es la capa de la atmósfera terrestre en la que los gases poco a poco se dispersan hasta que la composición es similar a la del espacio exterior. Es la última capa de la atmósfera, se localiza por encima de la termosfera, aproximadamente a unos 580 km de altitud, en contacto con el espacio exterior, donde existe prácticamente el vacío. Es la región atmosférica más distante de la superficie terrestre. En esta capa la temperatura no varía y el aire pierde sus cualidades físico–químicas. En ella se ubica la exopausa.

Su límite inferior se localiza a una altitud generalmente de entre 600 y 700 km, aproximadamente. Su límite con el espacio llega en promedio a los 10 000 km por lo que la exosfera está contenida en la magnetosfera (500-60 000 km), que representa el campo magnético de la Tierra. En esa región, hay un alto contenido de polvo cósmico que cae sobre la Tierra y que hace aumentar su peso en unas 20 000 toneladas.Es la zona de tránsito entre la atmósfera terrestre y el espacio interplanetario y en ella se pueden encontrar satélites meteorológicos de órbita polar. En la exosfera, el concepto popular de temperatura desaparece, ya que la densidad del aire es casi despreciable; además contiene un flujo o bien llamado plasma, que es el que desde el exterior se le ve como los Cinturones de Van Allen. Aquí es el único lugar donde los gases pueden escapar ya que la influencia de la fuerza de la gravedad no es tan grande. En la exosfera también se encuentran los satélites artificiales. Está constituida por materia plasmática. En ella la ionización de las moléculas determina que la atracción del campo magnético terrestre sea mayor que la del gravitatorio (de ahí que también se la denomina magnetosfera). Por lo tanto, las moléculas de los gases más ligeros poseen una velocidad media que les permite escapar hacia el espacio interplanetario sin que la fuerza gravitatoria de la Tierra sea suficiente para retenerlas. Los gases que así se difunden en el vacío representan una pequeñísima parte de la atmósfera terrestre.

La exosfera es la capa superior de la atmósfera terrestre. En la exosfera, una molécula puede viajar hacia arriba moviéndose lo suficientemente rápido para alcanzar la velocidad de escape, si se mueve por debajo de la velocidad de escape se le impedirá escapar del cuerpo celeste por la gravedad. Todo debido a la baja densidad de la exosfera. La exosfera es la última capa antes del espacio exterior. Dado que no existe una frontera clara entre el espacio exterior y la exosfera, la exosfera es a veces considerada una parte del espacio exterior. Composición de la Exosfera Los principales gases dentro de la exosfera son los gases más ligeros:

Límites de la Exosfera La altitud de su límite inferior, conocida como la termopausa o exobase, oscila entre 250 a 500 kilómetros dependiendo de la actividad solar. El límite superior de la exosfera puede ser definido teóricamente por la altitud de aproximadamente 190 000 kilómetros; la mitad de la distancia a la Luna. Esto es debido a que como dijimos la zona de transición entre la atmósfera de la Tierra y el espacio interplanetario es la misma exosfera.

Las atmósferas de los demás planetas del sistema solar

Venus

La forma particular de las nubes en Venus se debe a la mayor velocidad del viento a baja latitud.

Venus posee una densa atmósfera. Su presión atmosférica equivale a 90 atmósferas terrestres (una presión equivalente a una profundidad de un kilómetro bajo el nivel del mar en la Tierra). Está compuesta principalmente por CO2 y una pequeña cantidad de monóxido de carbono, nitrógeno, ácido sulfúrico, argón y partículas de azufre. La enorme cantidad de CO2 de la atmósfera provoca un fuerte efecto invernadero que eleva la temperatura de la superficie del planeta hasta cerca de 460 °C. Esto hace que Venus sea más caliente que Mercurio.

La temperatura no varía de forma significativa entre el día y la noche. A pesar de la lenta rotación de Venus, los vientos de la atmósfera superior circunvalan el planeta en tan solo cuatro días, alcanzando velocidades de 360 km/h y distribuyendo eficazmente el calor. Además del movimiento zonal de la atmósfera de oeste a este, hay un movimiento vertical en forma de célula de Hadley que transporta el calor del ecuador hasta las zonas polares e incluso a latitudes medias del lado no iluminado del planeta.

La radiación solar casi no alcanza la superficie del planeta. La densa capa de nubes refleja al espacio la mayor parte de la luz del Sol y gran parte de la luz que atraviesa las nubes es absorbida por la atmósfera.

Marte

La tenue atmósfera de Marte.

La atmósfera de Marte es muy tenue, con una presión superficial de solo 7 a 9 hPa frente a los 1013 hPa de la atmósfera terrestre, es decir, una centésima parte de la terrestre. La presión atmosférica varía considerablemente con la altitud, desde casi 9 hPa en las depresiones más profundas, hasta 1 hPa en la cima del Monte Olimpo. Está compuesta fundamentalmente de dióxido de carbono (95,3 %) con un 2,7 % de nitrógeno, un 1,6 % de argón y trazas de oxígeno molecular (0,15 %), monóxido de carbono (0,07 %) y vapor de agua (0,03 %).

La atmósfera es lo bastante densa como para albergar vientos y tormentas de polvo que, en ocasiones, pueden abarcar el planeta entero durante meses. Este viento es el responsable de la existencia de dunas de arena en los desiertos marcianos. La bóveda celeste marciana es de un suave color rosa salmón debido a la dispersión de la luz por los granos de polvo muy finos procedentes del suelo ferruginoso. A diferencia de la Tierra, ninguna capa de ozono bloquea la radiación ultravioleta. Hay nubes en mucha menor cantidad que en la Tierra y son de vapor de agua o de dióxido de carbono en latitudes polares.

La débil atmósfera marciana produce un pequeño efecto invernadero que aumenta la temperatura superficial unos 5 grados, mucho menos que lo observado en Venus y en la Tierra, que tienen más gases de efecto invernadero y por eso su temperatura es más cálida.

En las latitudes extremas, la condensación del dióxido de carbono forma nubes de cristales de nieve carbónica.

Júpiter

Atmósfera de Júpiter vista por la Voyager I al acercarse al planeta.

La atmósfera de Júpiter se extiende hasta grandes profundidades, donde la enorme presión comprime el hidrógeno molecular hasta que se transforma en un líquido de carácter metálico a profundidades de unos 10 000 km. Más abajo se sospecha la existencia de un núcleo rocoso formado principalmente por materiales más densos.

En la parte alta de la atmósfera se observa una circulación atmosférica formada por bandas paralelas al ecuador, en la que puede encontrarse la Gran Mancha Roja, que es una tormenta con más de 300 años de antigüedad.

Se observan nubes de diferentes colores que refleja, que se forman a distintas alturas y con diferentes composiciones. Júpiter tiene un potente campo magnético que provoca auroras polares.

Saturno

La atmósfera de Saturno posee bandas oscuras y zonas claras similares a las de Júpiter, aunque la distinción entre ambas es mucho menos clara. Hay fuertes vientos en la dirección de los paralelos. En las capas altas se forman auroras por la interacción del campo magnético planetario con el viento solar.

Urano

El planeta Urano cuenta con una gruesa atmósfera formada por una mezcla de hidrógeno, helio y metano, que puede representar hasta un 15 % de la masa planetaria y que le da su color característico.

Neptuno

La atmósfera de Neptuno está formada por hidrógeno, helio y un pequeño porcentaje de gas metano, que le proporciona el color azul verdoso. Sus partículas están levemente más separadas de lo que deberían estar por causa de la temperatura, que es de -200 °C, semejante a la de Urano, que está ubicado más cerca del Sol, por lo que se estima que tiene una fuente interna de calor.

Caso único: la atmósfera de Titán

Detalle de la brumosa atmósfera de Titán. Al fondo puede verse el limbo de Saturno.

Titán es el único satélite conocido con una atmósfera densa. La atmósfera de Titán es más densa que la de la Tierra, con una presión en superficie de una vez y media la de nuestro planeta y con una capa nubosa opaca formada por aerosoles de hidrocarburos que oculta los rasgos de la superficie de Titán y le dan un color anaranjado. Al igual que en Venus, la atmósfera de Titán gira mucho más rápido que su superficie.

La atmósfera está compuesta en un 94 % de nitrógeno y es la única atmósfera rica en este elemento en el sistema solar aparte de nuestro propio planeta, con trazas de varios hidrocarburos que constituyen el resto (incluyendo metano, etano y otros compuestos orgánicos).

La presión parcial del metano es del orden de 100 hPa y este gas cumple el papel del agua en la Tierra, formando nubes en su atmósfera. Estas nubes causan tormentas de metano líquido en Titán que descargan precipitaciones importantes de metano que llegan a la superficie produciendo, en total, unos 50 L/m² de precipitación anual.

Atmósferas muy tenues

La Luna

La Luna tiene una atmósfera insignificante, debido a la baja gravedad, incapaz de retener moléculas de gas en su superficie. La totalidad de su composición aún se desconoce. El programa Apolo identificó átomos de helio y argón, y más tarde (en 1988) observaciones desde la Tierra añadieron iones de sodio y potasio. La mayor parte de los gases en su superficie provienen de su interior.

Mercurio

La sonda Mariner 10 demostró que Mercurio, contrariamente a lo que se creía, tiene una atmósfera, muy tenue, constituida principalmente por helio, con trazas de argón, sodio, potasio, oxígeno y neón. La presión de la atmósfera parece ser solo una cienmilésima parte de la presión atmosférica en la superficie de la Tierra.

Los átomos de esta atmósfera son muchas veces arrancados de la superficie del planeta por el viento solar.

Ío

Ío tiene una fina atmósfera compuesta de dióxido de azufre y algunos otros gases. El gas procede de las erupciones volcánicas, pues a diferencia de los volcanes terrestres, los volcanes de Ío expulsan dióxido de azufre. Ío es el cuerpo del Sistema Solar con mayor actividad volcánica. La energía necesaria para mantener esta actividad proviene de la disipación a través de efectos de marea producidos por Júpiter, Europa y Ganímedes, dado que las tres lunas se encuentran en resonancia orbital (la resonancia de Laplace). Algunas de las erupciones de Ío emiten material a más de 300 km de altura. La baja gravedad del satélite permite que parte de este material sea permanentemente expulsado de la luna, distribuyéndose en un anillo de material que cubre su órbita.

Europa

Observaciones del Telescopio espacial Hubble indican que Europa tiene una atmósfera muy tenue (10−11 bares de presión en la superficie) compuesta de oxígeno. A diferencia del oxígeno de la atmósfera terrestre, el de la atmósfera de Europa es casi con toda seguridad de origen no biológico. Más probablemente se genera por la luz del sol y las partículas cargadas que chocan con la superficie helada de Europa, produciendo vapor de agua que es posteriormente dividido en hidrógeno y oxígeno. El hidrógeno consigue escapar de la gravedad de Europa, pero no así el oxígeno.

Encélado

Instrumentos de la sonda Cassini han revelado la existencia en Encélado de una atmósfera de vapor de agua (aproximadamente 65 %) que se concentra sobre la región del polo sur, un área con muy pocos cráteres. Dado que las moléculas de la atmósfera de Encélado poseen una velocidad más alta que la de escape, se piensa que se escapa permanentemente al espacio y al mismo tiempo se restaura a través de la actividad geológica. Las partículas que escapan de la atmósfera de Encélado son la principal fuente del Anillo E que está en la órbita del satélite y tiene una anchura de 180 000 km.

Ariel

Es uno de los 27 satélites naturales de Urano. Su atmósfera está compuesta por amoníaco gaseoso y líquido en su superficie y compuesta por agua en el interior.

Tritón

Composición en color de Tritón con imágenes tomadas por la Voyager 2.

Tritón tiene un diámetro algo inferior que el de la Luna terrestre y posee una tenue atmósfera de nitrógeno (99,9%) con pequeñas cantidades de metano (0,01%). La presión atmosférica tritoniana es de solo 14 microbares.

La sonda Voyager 2 consiguió observar una fina capa de nubes en una imagen que hizo del contorno de esta luna. Estas nubes se forman en los polos y están compuestas por hielo de nitrógeno; existe también niebla fotoquímica hasta una altura de 30 km que está compuesta por varios hidrocarburos semejantes a los encontrados en Titán, y que llega a la atmósfera expulsada por los géiseres. Se cree que los hidrocarburos contribuyen al aspecto rosado de la superficie.

Plutón

Plutón posee una atmósfera extremadamente tenue, formada por nitrógeno, metano y monóxido de carbono, que se congela y colapsa (choca) sobre su superficie a medida que el planeta se aleja del Sol. Es esta evaporación y posterior congelamiento lo que causa las variaciones en el albedo del planeta, detectadas por medio de fotómetros fotoeléctricos en la década de 1950 (por Gerard Kuiper y otros). A medida que el planeta se aproxima al Sol, los cambios se hacen menores. Los cambios de albedo se repiten pero a la inversa a medida que el planeta se aleja del Sol rumbo a su afelio.

Sedna, Quaoar y 2004 DW

No se sabe con certeza la composición de su atmósfera aunque se cree que está compuesta por hidrógeno, metano y helio.

Variación de la presión con la altura

La variación con la altura de la presión atmosférica o de la densidad atmosférica es lo que se conoce como Ley barométrica.

No es lo mismo la variación de la presión con la altura en un líquido como el océano que en un gas como la atmósfera y la razón estriba en que un líquido no es compresible y por tanto su densidad permanece constante. Así que en el océano rige la fórmula:

P=\rho \cdot g \cdot h

por lo que si la profundidad h se hace doble la presión también.

Para los gases ideales se cumple la ley de los gases perfectos:

Es decir:

 P=\frac{P_0}{\rho_0} \cdot \rho

ya que

P \cdot V=P_0 \cdot V_0= P \cdot \frac{m}{\rho}= P_0 \cdot \frac{m}{\rho_0}
\rho_0=\frac{M}{22,4} \frac {g}{litro}

donde M es la masa molecular. Para la atmósfera de la Tierra, 20% de O2 y 80% de N2, el peso molecular es:

0,2 \cdot 32+ 0,8 \cdot 28=28,96

por lo que

\rho_0 = \frac {28,96}{22,4} \cdot \frac {g}{litro}= 1,293 \frac {g}{litro}=1,293 \cdot \frac {kg}{m^3}

Para una presión de 0 °C y P atmósferas:

\rho=1,293 \cdot P  \frac {g}{litro}

Es decir:

\rho=\rho_0 \cdot  T_0 \frac {1}{T}

ya que:

\frac {V}{T}=\frac {V_0}{T_0}=\frac {m}{\rho \cdot T}=\frac {m}{\rho_0 \cdot T_0}

Ley de la densidad

Combinando ambas llegamos a la ley de los gases perfectos:

P \cdot V=n \cdot R \cdot T=\frac{m}{M}\cdot R \cdot T

así que:

\rho=\frac{P \cdot M}{R \cdot T}

Cálculo de la densidad atmosférica en la superficie de los planetas

Sabiendo que la constante R de los gases perfectos vale:

R=8,313 \cdot \frac {\text {J}}{\text {K} \cdot \text{kmol}}

y que 1 atmósfera vale:

 1\ \text{atm}=1,013 \cdot 10^5 \cdot \frac {\text {N}}{\text{m}^2}

resulta:

Planeta Temp. (K) Presión (atm) Masa molecular M Densidad (kg/m³)
Tierra 288 1 28,96 1,225
Venus 738 92,8 44 67,42
Titán 95 1,48 28,6 5,43
Marte 215 0,0079 43,64 0,0195

Ley barométrica

En una atmósfera isoterma la presión varía con la altura siguiendo la ley:

P=P_0 \cdot e^{\frac{-M \cdot g \cdot (h-h_0)}{R \cdot T}}

donde M es la masa molecular, g la aceleración de la gravedad, h-h0 es la diferencia de alturas entre los niveles con presiones P y P0 y T es la temperatura absoluta media entre los dos niveles, y R la constante de los gases perfectos. El hecho de que la temperatura varíe sí limita validez de la fórmula. Por el contrario la variación de la aceleración de la gravedad es tan suave que no afecta.

La demostración de la fórmula es sencilla:

La diferencia de presión entre dos capas separadas por un  \Delta h es:

\Delta P=- \rho \cdot g \cdot \Delta h

Pero por la ley de la densidad

\rho=\frac{P \cdot M}{R \cdot T}

Así que:

\Delta P=- \frac{P \cdot M}{R \cdot T} \cdot g \cdot \Delta h

que por integración se convierte en:

\int_{P_0}^{P} \frac {dP}{P}=\frac {-M \cdot g}{R \cdot T} \int_{h_0}^{h} dh  \,

es decir:

 ln (P)-ln (P_0)=\frac {-M \cdot g \cdot (h-h_0)}{R \cdot T} \,

por lo que:

P=P_0 \cdot e^{\frac{-M \cdot g \cdot (h-h_0)}{R \cdot T}}

Incremento de altura

El Incremento de altura es la altura a la que hay que elevarse en una atmósfera para que la presión atmosférica disminuya a la mitad.

Para calcularla basta con poner en la ley barométrica P=P_0/2 \, resulta:

\Delta h=\frac{R \cdot T}{M \cdot g} \cdot ln 2 \,

Escala de altura

La Escala de altura es la altura a la que hay que elevarse en una atmósfera para que la presión atmosférica disminuya en un factor e=2,718182. Es decir la disminución de presión es  1-\frac {1}{e}=0,632= 63,2%

Para calcularla basta con poner en la ley barométrica P=P_0/e \, resulta:

H=\frac{R \cdot T}{M \cdot g} \,

En función de la escala de alturas H la presión puede expresarse:

P=P_0 \cdot e^{-\frac {(h-h_0)}{H}} \,

y análogamente para la densidad:

\rho=\rho_0 \cdot e^{-\frac {(h-h_0)}{H}} \,

Cálculo de la Escala de altura en diferentes atmósferas

Basta con aplicar la fórmula anterior para obtener H en metros.

Planeta Temp. (K) Ac. gravedad g (m/s²) Masa molecular M Escala altura H (km) Incremento altura (km)
Tierra 288 9,81 28,96 8,42 5,8
Venus 738 8,63 44 16,15 11,2
Titán 95 1,37 28,6 20,15 13,9
Marte 215 3,73 43,64 10,98 7,6
Júpiter (*)160 26,20 (**)2 25,37 17,6

(*)Temperatura K cerca del límite de las nubes.

(**) Puede haber suficiente Helio para aumentar la masa molecular disminuyendo la escala de alturas.

Representación de la variación de la presión con la altura

Variación de la temperatura y del logaritmo de la presión con la altura para la atmósfera de la Tierra.

Si representamos el logaritmo de la presión o de la densidad en función de la altura obtendríamos una línea recta si la atmósfera fuese isoterma, es decir, si la escala de temperatura no variase con la altura. La escala de altura es pequeña si la temperatura es baja y ello significa que la presión y la densidad decrecen rápidamente. Si la tempreratura es alta la escala es grande y varían suavemente. Pero la escala de altura también depende de la masa molecular, y masas moleculares altas hacen disminuir la escala de alturas al igual que planetas grandes con elevadas aceleraciones de la gravedad, que también hacen disminuir la escala de alturas y la presión y la densidad decrecen rápidamente.

Así, en un planeta más grande que la Tierra, con idéntica composición atmosférica y temperatura, la densidad y presión cambian más rápidamente con la altura y se puede hablar de una «atmósfera dura» frente a un planeta menor en el que H sería mayor y la atmósfera sería «blanda».

Véase también

Referencias

  1. Williams, David R. (1 de septiembre de 2004). «Earth Fact Sheet» (en inglés). NASA. Consultado el 9 de agosto de 2010.

Enlaces externos

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