We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Hier ist eine kleine Anfängerfrage, bitte.
Die Sonne wirft ständig kleine Partikel über Sonnenwinde aus, die mit Planeten und anderen Objekten in unserem Sonnensystem in Kontakt kommen. Tragen diese Teilchen zur Atmosphäre der Planeten bei? Oder schaden sie mehr als sie nützen? (definieren: gut = beitragen).
Enthalten Sonnenwinde größere Atome als Helium? Zum Beispiel Sauerstoff?
Meine Intuition zu diesem Thema ist gemischt, da wir den Mars mit einer sehr dünnen Atmosphäre haben, aber die Venus mit einer sehr dicken Atmosphäre, die keine sehr starke Magnetosphäre hat, um sie vor Sonnenwinden zu schützen.
Tragen diese Partikel zur Atmosphäre der Planeten bei? Oder schaden sie mehr als sie nützen? (definieren: gut = beitragen).
Das hängt von der Größe (Masse/Fluchtgeschwindigkeit) des Planeten ab. Sehen Sie atmosphärische Flucht und hübsches Bild
Bei den 4 inneren Planeten entzieht der Sonnenwind den Planeten Gas. Dieser Prozess ist ziemlich einfach. Es hat mehr mit Hitze zu tun als mit traditionellem "Blasen", und wenn die Gasmoleküle der äußeren Atmosphäre eine bestimmte Temperatur erreichen, können sie eine Fluchtgeschwindigkeit erreichen. Die Erde verliert meistens nur Wasserstoff und Helium und sehr wenig von ihren schwereren Gasen. Die Venus hat im Laufe der Zeit den größten Teil ihres Methans und Wasserdampfes verloren, der Hauptunterschied zwischen Erde und Venus besteht darin, dass die Erde ein Magnetfeld hat.
Der Mars hat den größten Teil seiner Atmosphäre verloren, und die Atmosphäre, die der Mars behält, könnte mit dem Auftauen und erneuten Einfrieren seiner eisigen Pole zusammenhängen, und die Atmosphäre des Merkur ist so dünn, dass seine Atmosphäre eigentlich kaum mehr als eine lose zurückgehaltene Ansammlung von Sonnenwindpartikeln ist.
Die 4 äußeren Planeten verlieren nicht viel an den Sonnenwind und der Sonnenwind (ich würde denken) trägt eher zu ihrer Gesamtmasse bei, als sie wegnimmt, aber diese Addition ist im Vergleich zur Masse eines Planeten sehr gering.
Enthalten Sonnenwinde größere Atome als Helium? Zum Beispiel Sauerstoff?
Ja, aber nur Spurenmengen. Der Sonnenwind besteht zu 92 % aus Wasserstoff und zu 8 % aus Helium. Quelle. Sehr nahe am universellen Durchschnittsverhältnis. Sonnenteilchen sind so heiß, dass die Elektronen und Atomkerne beim Ausstoßen von der Sonne weitgehend getrennt werden, sodass man einen Strom geladener Teilchen erhält, wobei Elektronen und Protonen die häufigsten sind und Alphateilchen (Heliumkerne) 3. Dies bedeutet, dass alle Planeten mit einem Magnetfeld, diese Partikel im Magnetfeld des Planeten gefangen werden. Aus diesem Grund wird ein Magnetfeld als sehr wichtig für den Erhalt der Atmosphäre eines Planeten angesehen.
Einige der eingefangenen Sonnenwindpartikel würden sich wahrscheinlich im Laufe der Zeit in der Atmosphäre des Planeten ablagern, aber mir ist dieser Prozess nicht klar und ich kenne die Prozentsätze nicht.
Zurück zur Sonne, sie enthält etwa 2% "schwere" Elemente, siehe Artikel, und mit "schwer" meine ich Sauerstoff, Kohlenstoff, Neon, andere, aber die Schwerkraft zieht die schwereren Elemente zum Zentrum der Sonne. Außerdem wird das von der Sonne erzeugte Helium größtenteils in der Nähe des Sonnenzentrums gebildet, so dass die äußeren Teile, aus denen der Sonnenwind ausgestoßen wird, ein eher standardisiertes / universelles Gleichgewicht von etwa 92% Wasserstoff pro Element aufweisen.
Meine Intuition zu diesem Thema ist gemischt, da wir den Mars mit einer sehr dünnen Atmosphäre haben, aber die Venus mit einer sehr dicken Atmosphäre, die weder eine sehr starke Magnetosphäre hat, um sie vor Sonnenwinden zu schützen
Die Venusmasse reicht aus, um einen Unterschied zu machen. Die atmosphärische Flucht hat mit der Fluchtgeschwindigkeit von den Planeten zu tun und die Fluchtgeschwindigkeit der Venus beträgt mehr als das Doppelte der Mars-Geschwindigkeit. Quelle. Die Atmosphäre der Venus ist auch ausreichend dick, um eine Art eigenen magnetischen Schutz zu erzeugen (ich habe das gelesen, habe gerade keinen guten Artikel gesehen, auf den ich verweisen kann).
Jupiter hat ein enormes Magnetfeld, das ein ziemlich großes Netz wirft, viel größer als der Planet selbst und das Sonnenwindteilchen einfängt, aber im Vergleich zur Masse des Jupiter sind die eingefangenen Sonnenteilchen selbst mit dem großen magnetischen Netz winzig- winzig und macht keinen wirklichen Unterschied in der Masse des Planeten.
Interessanterweise werden die Auswürfe der Sonne, wenn sich die Sonne ihrem Roten Riesen nähert, deutlich zunehmen, so dass es möglich ist, dass die Sonne in etwa 5 Milliarden Jahren Jupiter auf messbare Weise einen Strom von Teilchen füttert und Jupiter größer wird und sichtbar leuchten aufgrund der aufgenommenen Partikel. Jupiter könnte ein lustiger Planet sein, den man beobachten kann, wenn unsere Sonne zum Roten Riesen wird, vielleicht aus der sicheren Entfernung einer Kolonie auf Saturns Mondtitan. Aber das ist nur Spekulation. :-)
Er wird sich nie in einen Stern verwandeln, dafür ist er viel zu hell, aber Jupiter könnte auch in 5 Milliarden Jahren noch Spaß machen (aus sicherer Entfernung). (Meine Antworten sind immer zu lang)…
Korrekturen willkommen.
“Extreme” Sonnenwind sprengt Merkur’s Pole
Laut Daten des Fast Imaging Plasma Spectrometer (FIPS) an Bord der NASA-Raumsonde MESSENGER „sandstrahlt“ der Sonnenwind die Oberfläche des Merkur in seinen Polarregionen.
Basierend auf Erkenntnissen aus einem von sieben verschiedenen Artikeln der MESSENGER-Mission, die in der 30. September-Ausgabe von . veröffentlicht werden Wissenschaft, Natrium- und Sauerstoffpartikel werden ähnlich wie die irdische Aurora Borealis geladen.
Wie können die Forscher der University of Michigan dieses Phänomen erkennen und untersuchen?
Mit dem FISP haben die Wissenschaftler der University of Michigan Messungen der Exosphäre und Magnetosphäre von Merkur durchgeführt. Die gesammelten Daten haben den Forschern ein besseres Verständnis der Wechselwirkungen zwischen Merkur und unserer Sonne ermöglicht. FIPS-Daten haben auch Theorien über die Zusammensetzung und Quelle von Partikeln in der Weltraumumgebung von Merkur bestätigt.
„Wir hatten zuvor neutrales Natrium bei Bodenbeobachtungen beobachtet, aber aus nächster Nähe haben wir entdeckt, dass geladene Natriumteilchen in der Nähe der Polarregionen des Merkur konzentriert sind, wo sie wahrscheinlich durch das Sputtern von Sonnenwindionen freigesetzt werden, wodurch Natriumatome effektiv von der Merkuroberfläche gestoßen werden“, sagte FIPS Projektleiter Thomas Zurbuchen (University of Michigan).
In einer UM-Pressemitteilung fügte Zurbuchen hinzu: „Wir konnten den Entstehungsprozess dieser Ionen beobachten, und er ist vergleichbar mit der Art und Weise, wie Polarlichter in der Erdatmosphäre in der Nähe von Polarregionen erzeugt werden.“
Da Erde und Merkur die einzigen beiden magnetisierten Planeten im inneren Sonnensystem sind (Es wird angenommen, dass der Mars in seiner Vergangenheit ein Magnetfeld hatte) wird der Sonnenwind um sie herum abgelenkt. Der Sonnenwind hat jüngste Schlagzeilen gemacht, da die jüngsten Ausbrüche der Sonne sichtbare Polarlichter verursachten, die durch die Wechselwirkung geladener Teilchen von der Sonne und der relativ starken Magnetosphäre der Erde verursacht wurden. Obwohl Merkur eine Magnetosphäre hat, ist sie im Vergleich zur Erde relativ schwach. Angesichts der schwachen Magnetosphäre von Merkur und der Nähe zur Sonne haben die Auswirkungen des Sonnenwinds eine tiefgreifendere Wirkung.
Das Fast Imaging Plasma Spectrometer an Bord von MESSENGER hat herausgefunden, dass der Sonnenwind auf Merkur genug drücken kann, um Partikel von seiner Oberfläche in seine dünne Atmosphäre zu schleudern.
Bildquelle: Shannon Kohlitz, Media Academica, LLC
„Unsere Ergebnisse sagen uns, dass die schwache Magnetosphäre des Merkur den Planeten nur sehr wenig vor dem Sonnenwind schützt“, sagte Zurbuchen.
Jim Raines, FIPS Operations Engineer (University of Michigan) fügte hinzu: „Wir versuchen zu verstehen, wie die Sonne, der Urvater von allem Leben, mit den Planeten interagiert. Es ist die Magnetosphäre der Erde, die verhindert, dass unsere Atmosphäre entfernt wird. Und das macht es für die Existenz von Leben auf unserem Planeten lebenswichtig.“
Ein hochauflösendes monochromes Bild wurde mit einem niedriger aufgelösten Enhanced-Color-Bild kombiniert. Die Vertiefungen erscheinen in Cyan, aufgrund ihres hohen Reflexionsvermögens und ihrer bläulichen Farbe im Vergleich zu anderen Teilen des Planeten. Die große Grube im Zentrum des Kraters könnte ein Vulkanschlot sein, aus dem das orangefarbene Material ausbrach. Kredit: Mit freundlicher Genehmigung von Science/AAAS
Das MESSENGER-Team veröffentlichte auch andere Ergebnisse der Mission, darunter neue Beweise dafür, dass Hochwasservulkanismus auf Merkur weit verbreitet war, die ersten Nahaufnahmen von Merkurs “Höhlen” und die ersten direkten Messungen der chemischen Zusammensetzung von Die Oberfläche von Merkur.
MESSENGER sowie die Vorbeiflug-Mission Mariner 10 sahen ungewöhnliche Merkmale auf den Böden und zentralen Berggipfeln einiger Einschlagskrater, die sehr hell waren und im Vergleich zu anderen Bereichen des Merkur eine blaue Farbe hatten. Diese Art von Feature ist auf dem Mond nicht zu sehen und erhielt den Spitznamen “hollows.”
Jetzt, mit den neuesten MESSENGER-Daten, wurden Hohlräume über einen weiten Bereich von Breiten- und Längengraden gefunden, was darauf hindeutet, dass sie auf Merkur ziemlich häufig sind. Viele der Vertiefungen haben helle Innenräume und Lichthöfe.
“Zur Überraschung des Wissenschaftsteams stellt sich heraus, dass die hellen Bereiche aus kleinen, flachen, unregelmäßig geformten Vertiefungen bestehen, die oft in Clustern zu finden sind,”, sagt David Blewett, wissenschaftlicher Mitarbeiter an der Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (APL) in Laurel, Maryland, und Hauptautor eines der Science-Berichte. “Das Wissenschaftsteam hat für diese Merkmale den Begriff „Höhle“ verwendet, um sie von anderen Arten von Gruben zu unterscheiden, die auf Merkur zu sehen sind.”
Blewett fügte hinzu, dass die bisher entdeckten Mulden ein frisches Aussehen haben und keine kleinen Einschlagskrater angesammelt haben, was darauf hindeutet, dass sie relativ jung sind.
Zusammenfassung in einfacher Sprache
Das Verständnis des Wassergehalts in der Mondoberfläche und seiner dünnen Atmosphäre ist für Weltraummissionen von Interesse. Wasserprodukte wurden in verschiedenen Formen nachgewiesen (H2O und OH) auf dem Mond, die in den Beobachtungen nicht unterscheidbar sind. Hier haben wir den Beitrag des OH-Gehalts untersucht. Der Sonnenwind implantiert Protonen (positiv geladene Wasserstoffatome) in die obersten Schichten des Mondbodens. Die implantierten H-Atome verteilen sich in den Körnern und interagieren mit anderen Atomen wie Sauerstoff. Wir schätzen die Mobilität von H-Atomen, wenn sie zur Oberfläche wandern und in die Exosphäre des Mondes (sehr dünne Atmosphäre) entweichen. Die Mobilität von Wasserstoff wird behindert, weil er auf seinem Weg im Boden mit anderen Atomen oder Molekülen wechselwirken kann. Etwas Wasserstoff wird mit Sauerstoff wechselwirken und OH bilden. Wir verwendeten eine Monte-Carlo-Simulation (Wahrscheinlichkeit), um die Variation der oberflächlichen OH-Menge auf der Mondoberfläche bei Tag und Nacht und die Freisetzung von Wasserstoff in der Exosphäre (sehr dünne Atmosphäre) zu verfolgen. Es wurde festgestellt, dass unter Berücksichtigung der Wirkung einer Vielzahl von Einfangstellen (Wechselwirkungsstellen) die Mobilität von Wasserstoff erforderlich ist, um den Gehalt an OH in der Oberfläche und Wasserstoff in der Exosphäre zu reproduzieren.
Emissionen [ bearbeiten | Quelle bearbeiten]
Während sich frühe Modelle des Sonnenwinds hauptsächlich auf thermische Energie stützten, um das Material zu beschleunigen, war in den 1960er Jahren klar, dass die thermische Beschleunigung allein die hohe Geschwindigkeit des Sonnenwinds nicht erklären kann. Ein zusätzlicher unbekannter Beschleunigungsmechanismus ist erforderlich und bezieht sich wahrscheinlich auf Magnetfelder in der Sonnenatmosphäre.
Die Korona oder erweiterte äußere Schicht der Sonne ist eine Plasmaregion, die auf über eine Million Kelvin erhitzt wird. Als Ergebnis thermischer Kollisionen haben die Teilchen innerhalb der inneren Korona einen Bereich und eine Geschwindigkeitsverteilung, die durch eine Maxwellsche Verteilung beschrieben wird. Die mittlere Geschwindigkeit dieser Teilchen beträgt etwa 145 km/s, was deutlich unter der solaren Austrittsgeschwindigkeit von 618 km/s liegt. Einige der Teilchen erreichen jedoch Energien, die ausreichen, um die Endgeschwindigkeit von 400 km/s zu erreichen, wodurch sie den Sonnenwind speisen können. Bei gleicher Temperatur erreichen Elektronen aufgrund ihrer viel geringeren Masse Fluchtgeschwindigkeit und bauen ein elektrisches Feld auf, das Ionen weiter von der Sonne wegbeschleunigt. ⎟]
Die Gesamtzahl der vom Sonnenwind von der Sonne weggetragenen Teilchen beträgt etwa 1,3Template:E pro Sekunde. ⎠] Somit beträgt der gesamte Massenverlust pro Jahr ungefähr (2–3)Template:E Sonnenmassen, ⎡] oder ungefähr eine Milliarde Kilogramm pro Sekunde. Dies entspricht dem Verlust einer Masse in Höhe der Erde alle 150 & 160 Millionen Jahre. ⎢] Allerdings sind nur etwa 0,01% der Gesamtmasse der Sonne durch den Sonnenwind verloren gegangen. ⎣] Andere Sterne haben viel stärkere Sternwinde, die zu deutlich höheren Massenverlustraten führen.
Komponenten und Geschwindigkeit [ bearbeiten | Quelle bearbeiten]
Der Sonnenwind wird in zwei Komponenten unterteilt, die als langsamer Sonnenwind und als schneller Sonnenwind bezeichnet werden. Der langsame Sonnenwind hat eine Geschwindigkeit von etwa 400 km/s, eine Temperatur von 1,4–1,6K und eine Zusammensetzung, die der Korona sehr ähnlich ist. Im Gegensatz dazu hat der schnelle Sonnenwind eine typische Geschwindigkeit von 750 km/s, eine Temperatur von 8Template:E K und entspricht fast der Zusammensetzung der Photosphäre der Sonne. ⎤] Der langsame Sonnenwind ist doppelt so dicht und variabler in der Intensität als der schnelle Sonnenwind. Der langsame Wind hat auch eine komplexere Struktur mit turbulenten Regionen und großräumigen Strukturen. ⎠] ⎥]
Der langsame Sonnenwind scheint aus einer Region um den äquatorialen Gürtel der Sonne zu stammen, die als "Streamergürtel" bekannt ist. Koronale Streamer erstrecken sich von diesem Bereich nach außen und transportieren Plasma aus dem Inneren entlang geschlossener magnetischer Schleifen. ⎦] ⎧] Sonnenbeobachtungen zwischen 1996 und 2001 zeigten, dass die Emission des langsamen Sonnenwinds zwischen 30–35° Breiten um den Äquator während des Sonnenminimums (der Zeit der niedrigsten Sonnenaktivität) auftrat. dann zu den Polen hin ausgedehnt, wenn das Minimum nachließ. Zum Zeitpunkt des Sonnenmaximums gaben die Pole auch einen langsamen Sonnenwind ab. ⎨]
Es wird angenommen, dass der schnelle Sonnenwind aus koronalen Löchern stammt, bei denen es sich um trichterartige Regionen offener Feldlinien im Magnetfeld der Sonne handelt. ⎩] Solche offenen Linien sind besonders um die magnetischen Pole der Sonne herum verbreitet. Die Plasmaquelle sind kleine Magnetfelder, die von Konvektionszellen in der Sonnenatmosphäre erzeugt werden. Diese Felder begrenzen das Plasma und transportieren es in die engen Hälse der koronalen Trichter, die sich nur 20.000 km über der Photosphäre befinden. Das Plasma wird in den Trichter freigesetzt, wenn sich diese magnetischen Feldlinien wieder verbinden. ⎪]
Sonnenwinddruck [ bearbeiten | Quelle bearbeiten]
Der Wind übt einen Druck von 1 AE typischerweise im Bereich von 1–6 nPa (1–6Template:E N/m 2 ) aus, obwohl er außerhalb dieses Bereichs leicht variieren kann.
Der Staudruck ist eine Funktion der Windgeschwindigkeit und -dichte. Die Formel lautet
Dabei ist der Druck P in nPa (Nanopascal), n die Dichte in Teilchen/cm 3 und V die Geschwindigkeit des Sonnenwinds in km/s. ⎫]
Koronaler Massenauswurf [ bearbeiten | Quelle bearbeiten]
Sowohl der schnelle als auch der langsame Sonnenwind kann durch große, sich schnell bewegende Plasmaausbrüche unterbrochen werden, die als interplanetare koronale Massenauswürfe oder ICMEs bezeichnet werden. ICMEs sind die interplanetare Manifestation von solaren koronalen Massenauswürfen, die durch die Freisetzung von magnetischer Energie an der Sonne verursacht werden. CMEs werden in den populären Medien oft als „Sonnenstürme“ oder „Weltraumstürme“ bezeichnet. Sie sind manchmal, aber nicht immer, mit Sonneneruptionen verbunden, die eine weitere Manifestation der Freisetzung magnetischer Energie an der Sonne sind. ICMEs verursachen Stoßwellen im dünnen Plasma der Heliosphäre, die elektromagnetische Wellen auslösen und Teilchen (hauptsächlich Protonen und Elektronen) beschleunigen, um Schauer ionisierender Strahlung zu bilden, die der CME vorausgehen.
Wenn ein CME auf die Magnetosphäre der Erde auftrifft, verformt es vorübergehend das Erdmagnetfeld, ändert die Richtung der Kompassnadeln und induziert große elektrische Erdströme in der Erde selbst. Dies wird als geomagnetischer Sturm bezeichnet und ist ein globales Phänomen. CME-Einschläge können eine magnetische Wiederverbindung im Magnetschweif der Erde (der Mitternachtsseite der Magnetosphäre) induzieren, wodurch Protonen und Elektronen nach unten in Richtung Erdatmosphäre geschleudert werden, wo sie die Aurora bilden.
ICMEs sind nicht die einzige Ursache für Weltraumwetter. Es ist bekannt, dass verschiedene Flecken auf der Sonne je nach lokalen Bedingungen zu leicht unterschiedlichen Windgeschwindigkeiten und -dichten führen. Für sich genommen würde jeder dieser verschiedenen Windströme eine Spirale mit einem etwas anderen Winkel bilden, wobei sich schnell bewegende Ströme direkter ausbreiten und sich langsam bewegende Ströme mehr um die Sonne wickeln. Schnelle Ströme neigen dazu, langsamere Ströme zu überholen, die westlich von ihnen auf der Sonne entstehen, und bilden turbulente mitrotierende Wechselwirkungsbereiche, die Wellenbewegungen und beschleunigte Teilchen verursachen und die Magnetosphäre der Erde auf die gleiche Weise beeinflussen, aber sanfter als CMEs.
Schnelle Sonnenwinde erhöhen Blitzeinschläge auf der Erde
Wissenschaftler haben neue Beweise dafür gefunden, dass Blitze auf der Erde nicht nur durch kosmische Strahlung aus dem Weltraum ausgelöst werden, sondern auch durch energiereiche Teilchen der Sonne.
Forscher der University of Reading fanden einen Zusammenhang zwischen erhöhter Gewitteraktivität auf der Erde und Strömen hochenergetischer Partikel, die durch den Sonnenwind beschleunigt werden, was überzeugende Beweise dafür liefert, dass Partikel aus dem Weltraum dazu beitragen, Blitze auszulösen.
Veröffentlichung ihrer Studie heute, 15. Mai 2014, in Umweltforschungsbriefe, fanden Forscher der Reading-Abteilung für Meteorologie einen erheblichen und signifikanten Anstieg der Blitzraten in ganz Europa für bis zu 40 Tage nach dem Eintreffen von Hochgeschwindigkeits-Sonnenwinden, die mit mehr als einer Million Meilen pro Stunde in die Erdatmosphäre gelangen können.
Obwohl der genaue Mechanismus, der diese Veränderungen verursacht, unbekannt bleibt, schlagen die Forscher vor, dass die elektrischen Eigenschaften der Luft irgendwie verändert werden, wenn die einfallenden geladenen Teilchen des Sonnenwinds mit der Atmosphäre kollidieren.
Die Ergebnisse könnten sich für Wettervorhersagen als nützlich erweisen, da diese Sonnenwindströme mit der Sonne rotieren, in regelmäßigen Abständen an der Erde vorbeifegen und Teilchen in die Erdatmosphäre beschleunigen. Da diese Ströme von Raumfahrzeugen verfolgt werden können, bietet dies das Potenzial, die Schwere gefährlicher Wetterereignisse viele Wochen im Voraus vorherzusagen.
Der Hauptautor der Studie, Dr. Chris Scott, sagte: „Unser Hauptergebnis ist, dass wir Beweise dafür gefunden haben, dass Hochgeschwindigkeits-Sonnenwindströme die Blitzrate erhöhen können. Dies kann eine tatsächliche Zunahme der Blitze oder eine Zunahme der Blitzstärke sein.“ , indem es über die Erkennungsschwelle von Messgeräten angehoben wird.
„Kosmische Strahlung, winzige Teilchen aus dem ganzen Universum, die durch explodierende Sterne auf nahezu Lichtgeschwindigkeit beschleunigt werden, soll bei Gewitterwetter auf der Erde eine Rolle spielen, aber unsere Arbeit liefert neue Beweise dafür, dass ähnliche, wenn auch energieärmere Teilchen die von unserer eigenen Sonne erzeugt werden, beeinflussen auch Blitze.
„Da sich die Sonne alle 27 Tage dreht, spülen diese Hochgeschwindigkeitsströme von Partikeln mit vorhersehbarer Regelmäßigkeit an unserem Planeten vorbei. Solche Informationen könnten sich bei der Erstellung langfristiger Wettervorhersagen als nützlich erweisen.“
Professor Giles Harrison, Leiter der Abteilung für Meteorologie von Reading und Co-Autor des ERL-Artikels, sagte: „Indem wir unser Verständnis des Wetters auf der Erde verbessern, lernen wir mehr über seine wichtigen Verbindungen mit dem Weltraumwetter Das immer näher kommende Wetter erfordert mehr Kooperationen zwischen Atmosphären- und Weltraumwissenschaftlern, bei denen die University of Reading bereits eine Vorreiterrolle einnimmt."
Um zu ihren Ergebnissen zu gelangen, analysierten die Forscher Daten über die Blitzeinschläge über Großbritannien zwischen 2000 und 2005, die vom Blitzerkennungssystem des britischen Met Office erhalten wurden. Sie beschränkten ihre Daten auf alle Ereignisse, die sich in einem Umkreis von 500 km um Mittelengland ereigneten.
Die Aufzeichnungen der Blitzeinschläge wurden mit Daten der NASA-Raumsonde Advanced Composition Explorer (ACE) verglichen, die zwischen Sonne und Erde liegt und die Eigenschaften von Sonnenwinden misst.
Nach der Ankunft eines Sonnenwinds auf der Erde zeigten die Forscher, dass es in den folgenden 40 Tagen in ganz Großbritannien durchschnittlich 422 Blitzeinschläge gab, verglichen mit durchschnittlich 321 Blitzeinschlägen in den 40 Tagen vor der Ankunft des Sonnenwinds . Die Blitzeinschlagsrate erreichte zwischen 12 und 18 Tagen nach Eintreffen des Sonnenwinds ihren Höhepunkt.
Der Sonnenwind besteht aus einem konstanten Strom energiereicher Teilchen – hauptsächlich Elektronen und Protonen –, die mit einer Geschwindigkeit von etwa einer Million Meilen pro Stunde aus der Sonnenatmosphäre geschleudert werden. Die Teilchenströme können in Dichte, Temperatur und Geschwindigkeit variieren und etwa alle 27 Tage an der Erde vorbeistreichen, entsprechend der Zeit, die die Sonne für eine vollständige Umdrehung relativ zur Erde benötigt.
Das Magnetfeld der Erde bietet eine starke Abwehr gegen den Sonnenwind und lenkt die energiereichen Teilchen um den Planeten ab. Wenn jedoch ein schneller Sonnenstrom einen langsamen Sonnenstrom einholt, erzeugt es eine Verstärkung sowohl des Materials als auch des zugehörigen Magnetfelds.
In diesen Fällen können die energetischen Teilchen genügend Energie haben, um in die wolkenbildenden Regionen der Erdatmosphäre einzudringen und anschließend das Wetter zu beeinflussen, das wir erleben.
„Wir schlagen vor, dass diese Teilchen, obwohl sie nicht genügend Energie haben, um den Boden zu erreichen und dort entdeckt zu werden, dennoch die Atmosphäre elektrisieren, wenn sie mit ihr kollidieren, die elektrischen Eigenschaften der Luft verändern und so die Geschwindigkeit oder Intensität der Blitze beeinflussen. “ sagte Dr. Scott.
Der Anstieg der Blitzrate nach dem Eintreffen von Sonnenwinden wurde durch eine deutliche Zunahme der Tage bestätigt, an denen Donner gehört wurde, die an Stationen des britischen Met Office in ganz Großbritannien aufgezeichnet wurden.
Wie magnetische Krustenfelder Planeten beeinflussen
Wenn Sie sich jemals auf der Marsoberfläche verirren, verlassen Sie sich nicht auf einen Kompass, der Ihnen hilft, nach Hause zu kommen. Auf dem Mars funktionieren Kompasse nicht.
Sie funktionieren nicht, weil es auf dem Mars nicht ein Magnetfeld gibt, sondern Dutzende. Diese kleinen Felder sind mächtig, in der Kruste konzentriert und über die Oberfläche des Planeten verstreut. In ihrer Abwesenheit würden Kompassnadeln still in ihrer Gegenwart liegen, sie drehen sich und zeigen zuerst auf einen Stabmagneten, dann auf einen anderen. Wie gut diese Krustenfelder den Planeten schützen, ist ein Rätsel, das möglicherweise bald vom Satelliten MAVEN gelöst wird, der gerade auf dem Weg zum Mars ist.
Was wir wissen ist, dass wenn ein Kompass auf dem Mars jemals gut funktionierte, es vor über 3,5 Milliarden Jahren war. Davor hatte der Mars einen geschmolzenen Kern, dessen Inhalt ständig nach oben zur Oberfläche wirbelte. Dieser Konvektionsprozess ermöglichte eine Abkühlung des Landesinneren sowie aktiven Vulkanismus im Hochland und in den Ebenen. Vulkane brachten Eisen an die Oberfläche und gaben dem Mars seine charakteristische Farbe. Eisen im Kern bewegte auch Elektronen, wodurch ein planetarischer Dynamo entstand: ein Gerät, das mechanische Energie in elektrische Energie umwandelt. Elektrische Felder erzeugen magnetische Felder. Große Magnetfelder können jeden Planeten vor Sonnenwind schützen, solange sein Inneres eine stetige Versorgung mit geschmolzenem Metall aufrechterhält.
Auch große Magnetfelder zerfallen, wenn sie nicht aufrechterhalten werden. Nach etwa einer Milliarde Jahren kühlte sich das Innere des Mars so ab, dass die Konvektion aufhörte. Als das Eisen nicht mehr floss, starb der Dynamo. Der Vulkanismus ging zurück. Die letzten Eisenvorkommen aus dem Landesinneren hinterließen ihre Spuren als Magnetismusnester, sogenannte Krustenanomalien, die größtenteils auf der Südhalbkugel abgeschieden sind.
„Der Mars liegt an der interessanten Grenze zwischen magnetisierten und unmagnetisierten Objekten“, sagt Janet Luhmann, stellvertretende Studienleiterin von MAVEN. "Wir glauben, dass das schwache Magnetfeld seit etwa einer Milliarde Jahren existiert."
Wir erfuhren zuerst von den seltsamen Magnetfeldern des Mars durch ihre Wechselwirkung mit dem Sonnenwind. 1965 passierte Mariner 4, eine der ersten interplanetaren Sonden Amerikas, innerhalb von 8.000 Kilometern (4.971 Meilen) die Marsoberfläche. In dieser Entfernung konnte kein Magnetfeld erkannt werden. Im Gegensatz dazu kann das planetenweite Feld der Erde von Magnetometern innerhalb von 60.000 Kilometern (37.282 Meilen) erfasst werden. Was Mariner bemerkte, war, dass der Sonnenwind an einigen Stellen um den Planeten herumgebogen wurde.
Im Jahr 2001, fast 40 Jahre nachdem durch die Ablenkung des Sonnenwinds auf verbleibende Felder geschlossen worden war, bestätigte der Mars Global Surveyor der NASA das Vorhandensein von Restmagnetfeldern, die ausschließlich in der alten Kruste konzentriert waren. Diese wurden, wie wir glauben, vor dem Tod des Dynamos hinterlegt.
Der Satellit MAVEN wird die ersten detaillierten Beobachtungen des atmosphärischen Verlustes in Regionen mit und ohne diese Krustenanomalien machen. Es wird auch die Kraft des einfallenden Sonnenwinds in diesen Regionen beobachten. Das Endergebnis werden nicht nur bessere Karten der Magnetfelder sein, sondern auch detailliertes Wissen darüber, wie viel Schutz diese verbleibenden Felder der verbleibenden Atmosphäre bieten können.
„In einigen Szenarien werden die Mini-Magnetosphären die Atmosphäre stärker vor Sonnenwinderosion schützen“, sagte Jared Espley, wissenschaftlicher Leiter der beiden hochauflösenden Magnetometer von MAVEN. „In anderen Szenarien werden sich die Mini-Magnetosphären wieder mit den Magnetfeldern des Sonnenwinds verbinden und ganze Brocken der Ionosphäre auf einmal abschneiden und vom Sonnenwind mitreißen lassen. Das MAVEN-Wissenschaftsteam möchte diese Art von Kompromisse."
Position der Magnetometer auf der Raumsonde MAVEN. Bildnachweis: NASAexplorer Zwei hochauflösende Magnetometer (MAGs) wurden mit der Aufgabe beauftragt, die Überreste der Magnetosphäre zu kartieren. Es war eine technische Herausforderung, empfindliche Magnetdetektoren auf einen leistungsstarken Satelliten zu bringen. MAVEN ist mit neun Sensoren ausgestattet, von denen jeder Strom von Sonnenkollektoren so lang wie ein Schulbus erhält und ein lokales Magnetfeld erzeugt.
Espley sagte, dass, um die Zwillingsmagnetometer vor dem eigenen Feld des Satelliten zu schützen, "jeder Draht auf der Solaranlage einen Draht auf der Rückseite hat, der in die entgegengesetzte Richtung verläuft. Dann heben sich diese Ströme mehr oder weniger gegenseitig auf und wir" sehr wenig magnetische Kontamination bekommen."
Die MAGs wurden auch so weit wie möglich von den anderen Sensoren entfernt platziert: an den äußersten Enden der Solarpanels, wo sie wie goldene Flügelspitzen hervortreten.
Wie MAG erforderten die Langmuir Probe and Waves (LPW) Instrumente eine Abschirmung gegen die elektrischen und magnetischen Felder von MAVEN. Im Weltraum sitzen sie im Hauptbus des Satelliten, wobei nur die Spitzen ihrer Zinken freiliegen. Robert Ergun, der wissenschaftliche Leiter von LPW, beschrieb den visuellen Effekt der beiden 1-Meter-LPWs als "eine Art altmodisches Fernsehen". Nach MAVENs Ankunft werden sie sich auf 7 Meter (23 Fuß lang) verlängern, wie sehr lange Funkantennen.
Langmuir-Sonden wurden 1924 von dem Pionier des Konzepts der Elektronentemperatur erfunden: Irving Langmuir. Sie messen nicht nur die Elektronentemperatur, sondern auch die Elektronendichte sowie die Energie des Plasmas: frei fließende Protonen und Ionen, die den Großteil der Ionosphäre ausmachen. Neunzig Jahre nach Langmuirs Erfindung werden die LPW-Sonden von MAVEN als Meter in der Ionosphäre des Mars fungieren und Elektronendichte und Temperatur als Funktion der Höhe messen.
Elektronen höherer Temperatur tragen zum Verlust geladener Sauerstoffionen aus der Atmosphäre bei. Sie ziehen Ionen in größere Höhen. Dort können sie vom Sonnenwind aufgenommen und weggeschleppt werden. Hohe Elektronentemperaturen tragen jeden Tag zur atmosphärischen Flucht hier auf der Erde bei und üben wahrscheinlich eine noch stärkere Kraft auf den Mars aus. Obwohl sie wesentlich weiter von der Sonne entfernt sind, können die Elektronentemperaturen in der Mars-Ionosphäre schockierend hoch sein: in der Größenordnung von 1.000 Kelvin (1340° Fahrenheit oder 727° Celsius). Im Gegensatz dazu beträgt die Temperatur der Ionosphäre der Erde rund 300 Kelvin. Wo ein erdgebundenes Sauerstoff-Ion sich rekombinieren, neutral werden und in der Atmosphäre verweilen könnte, könnte dasselbe Ion, das mit energiereicheren Mars-Elektronen konkurriert, eins nicht einfangen, geladen bleiben und vom elektrischen Sonnenwind abgestreift werden.
Während MAVEN mit Langmuir Probe and Waves Elektronentemperaturen aufdeckt, wird es STATIC, das letzte Instrument in der Gruppe der ionenbezogenen Eigenschaften und Prozesse, damit beauftragen, Ionen wie Sauerstoff zu messen, bevor sie rekombinieren oder entweichen. Wie LPW wird sich STATIC (Super-Thermal and Thermal Ion Composition) nach der Orbitaleinführung von der zentralen Nabe des Satelliten weg erstrecken. Im Gegensatz zu LPW sieht STATIC morphologisch ein bisschen aus wie ein kleines schwarz-goldenes Karussell.
„Das einzigartige Design ermöglicht es STATIC, Ionen zu messen, die aus fast allen Richtungen kommen, mit Empfindlichkeitsänderungen, die um den Faktor Tausend variieren, und über einen Energiebereich, der sich um den Faktor 100.000 ändert“, sagte der wissenschaftliche Leiter Jim McFadden. „STATIC misst die Verteilung von positiv geladenen Teilchen (Ionen) – ihre Geschwindigkeit (oder Energie & Richtung) und Masse.“
Ein Querschnitt des Mars, der den großen flüssigen Kern zeigt. Bildnachweis: NASA JPL Während Ionen herumsausen, misst STATIC, wie viele sich der Fluchtgeschwindigkeit nähern. Es wird dies in vielen Höhen tun, um zu quantifizieren, welche Teile der Atmosphäre mit welcher Geschwindigkeit verloren gehen. Wenn die Sonnenaktivität variiert, markiert STATIC, wie viele weitere Ionen die erforderliche Geschwindigkeit zum Verlassen aufnehmen. Es wird auch helfen, den Unterschied zwischen der eigenen Plasmaschicht des Mars und dem Sonnenwind zu bestimmen, da die beiden sich verflechten und superthermische Ionen produzieren, die von der Ionosphäre wegströmen.
Überhitzte Ionen können auch zum Verschwinden der Marsatmosphäre beitragen. Wie Mariner 4 aufgezeichnet hat, biegt der kleine Magnetismus, der in der Marskruste verbleibt, einen Teil des Sonnenwinds und fegt ihn um den Planeten. Wo die Magnetosphäre auf den Sonnenwind trifft, ähnelt die Teilchenbewegung dem Wasser, das sich um den Schiffsbug teilt. Dieser Teil der Magnetosphäre wird als Bugschock bezeichnet.
Außerhalb des Bugstoßes wird Materie von der Sonne beiseite geschoben. Im Inneren des Bugstoßdämpfers erfasst der Widerstand des Sonnenwinds Plasmateilchen, die sich in die gleiche Richtung wie der Planet drehen, wodurch sie an Geschwindigkeit gewinnen. Wenn diese Ionen überhitzt werden, werden sie von der Tagseite zur Nachtseite des Mars zurückgeblasen. Die daraus resultierenden Plasmaschweife umhüllen den Planeten in einem Heiligenschein, mit dem Aussehen von langen Haaren, die von der Sonne wegwehen und im Weltraum verschwinden. Die Partikel in denen der Schweife sind Teile der Sauerstoff-, Kohlendioxid- und Wassermoleküle, die früher die Marsatmosphäre bildeten.
Plasmaschweife, Elektronentemperaturen und Magnetfelder wirken sich alle auf die Atmosphäre um den Mars aus. STATIC, MAG und LPW werden messen, wie jeder auf unterschiedliche Energiearten, auf Veränderungen des Sonnenwinds und auf das Eintreffen von Sonnenstürmen reagiert.
In Bezug auf Sonnenstürme wird MAVEN am Abhang eines Sonnenzyklus eintreffen, während des optimalen Fensters zur Beobachtung einer der stärksten Kräfte, die die atmosphärische Flucht beeinflussen: koronale Massenauswürfe.
"More CMEs (and larger CMEs) occur during the declining phase of the solar cycle, rather than at maximum," said Frank Eparvier, science lead on the Extreme Ultraviolet Sensors attached to LPW. "MAVEN will be at Mars during the declining phase of the current solar cycle, so we will actually be there at the right time to see CME impacts."
Though Mars has no dynamo, no compass navigation, and only a wisp of an atmosphere, it does have MAVEN heading there at high speed, aiming to come closer to the surface than any orbiter in history. The measurements MAVEN makes will be critical to the planning and execution of human and robotic missions. MAVEN's accounts of CMEs interacting with crustal fields may steer us towards a future landing site that would afford more protection for a human mission. After studying the magnetic-fields with MAVEN, and mapping the surface with future missions, we might devise a functional navigation system similar to Earth's GPS. We have every hope of finding the answers we need to make it there and back, using MAVEN's clearer view of the Martian sky to guide to our journey.
How do solar winds affect the atmospheric composition and density of planets? - Astronomie
Hi, I read at space.com about a recent study of the galaxy NGC 3079, using the Hubble ST together with the Chandra X-ray Observatory. Part of the findings of this study found large structures of gas surrounding the galaxy at 18,000 and 18,000,000 degrees Fahrenheit . That seems pretty hot for a cloud of gas that is almost as big as its host galaxy. My question is this, as hot as these giant clouds are, if planets of some distant solar system in this galaxy passed through any part of these super-hot clouds, would they be incinerated, or affected in any way. It seems to me that even though these clouds are very hot, they must have a very low density, and would likely not cause many problems for such planet systems unfortunate enough to become engulfed in an 18,000,000 deg. F cloud. Am I anywhere near the truth?
You are absolutely right on all accounts!
Although the hot gas in our galaxy (called the Hot Ionized Medium, HIM, by astronomers) contains very energetic particles, their density is extremely low there are about 100 atoms per cubic meter in this plasma. For comparison, there 10 30 (ten to the thirty) water molecules in a cubic metre of water! Perhaps a better comparison is to the density of energetic particles that come from the Sun and hit the Earth, called the Solar Wind the density of the Solar Wind is about 1 million particles per cubic metre. This is 4 orders of magnitude greater than the density of the HIM! A direct comparison of the Solar Wind and HIM densities is slightly unfair because the HIM particles are on average more energetic, but it is clear that most planets are much more likely to be bombarded from high energy particles from their parent stars than from the HIM. In the particular case of the Earth, our atmosphere does a good job at keeping these particles from reaching the surface, since the molecules therein dissociate to absorb much of their energy. Inhabitants of planets without atmospheres as substantial as our own, however, would have to possess a means of protection from these particles.
This page was updated on June 27, 2015
Über den Autor
Kristine Spekkens
Kristine studies the dynamics of galaxies and what they can teach us about dark matter in the universe. She got her Ph.D from Cornell in August 2005, was a Jansky post-doctoral fellow at Rutgers University from 2005-2008, and is now a faculty member at the Royal Military College of Canada and at Queen's University.
Correlations of atmospheric dynamics with solar wind-induced changes of air-Earth current density into cloud tops
We analyze reported correlations between solar activity and weather and climate and show that in six independent data sets there is a correlation of measured changes in atmospheric dynamics with measured or inferred changes in vertical atmospheric air-earth current density. The current density changes are due to external modulation of the global electric circuit by the solar wind. We describe the several ways in which the solar wind modulates the global circuit, and the observations that support a simple model of the circuit, with two return paths in parallel. One return path is at low latitudes with relatively constant impedance and the other is at high latitudes and is responsive to solar wind modulation. The six independent data sets exhibiting the correlations include meteorological and air-earth current density changes on the 10 to 12-year solar cycle as well as on the day-to-day timescales of Forbush decreases of galactic cosmic ray flux and of heliospheric current sheet crossings. The geographic locations include northern and southern high latitudes as well as the tropics. In regions where these correlations are found, there exists free energy in the form of supercooled water droplets near the tops of clouds that are unstable with respect to precipitation. Laboratory data and models suggest that electrostatic charge accumulating on supercooled droplets and aerosols near cloud tops affects the probability of ice nucleation and droplet freezing, enhancing the rate of growth and sedimentation of ice crystals. This proposed mechanism is also an explanation for another longstanding meteorological problem, the discrepancy between measurements at cloud tops of initial concentrations of ice and of concentrations of ice-forming nuclei. For light cloud cover the effect of increases in ice nucleation and sedimentation can be to reduce cloud opacity and albedo. For storm cloud systems the effect can be to enhance precipitation rates and latent heat release intensifying the storm. In several cases, measured or inferred storm intensification (or weakening) is directly related to measured or inferred increases (or decreases) of air-earth current density. Thus electrical effects on cloud microphysics may serve as connecting links between the observed or inferred increases in air-earth current density and the observed changes in atmospheric dynamics. In cases where thunderstorm electric fields are generated there are additional cloud microphysical effects that might contribute to the correlations. We discuss the present uncertainties regarding solar wind effects on the distribution of air-earth current density in the global electric circuit and regarding the relevant cloud microphysics. Much work is required to quantify these effects and evaluate their importance relative to competing processes.
Sudden Storms
Two types of solar flares cause sudden upheavals in the solar wind by giving it greater speed, density or temperature. Coronal hole high-speed streams produce a steady stream of solar wind flowing from whirlpool-like collisions on the sun's surface. Coronal mass ejections are more like tentacles of plasma that shoot out into space with tremendous force. Both are associated with geomagnetic storms. These storms happen when extra-high-energy plasma waves hit Earth's magnetic field in the ionosphere. The supercharged plasma disrupts communications and electrical systems on Earth when the plasma particles bombard electrical components and prevent them from carrying their normal charge.
The Atmospheres of the Solar System
We’re heading out of this world for today’s post, to examine the atmospheric compositions of the other planets in the solar system, as well as our own. Practically every other planet in our solar system can be considered to have an atmosphere, apart from perhaps the extremely thin, transient atmosphere of Mercury, with the compositions varying from planet to planet. Different conditions on different planets can also give rise to particular effects.
Mercury doesn’t really have an atmosphere in the strictest sense of the word – its incredibly thin atmosphere is estimated to be over a trillion times thinner than Earth’s. Its gravity is about 38% that of Earth, so it isn’t capable of retaining much of an atmosphere, and in addition, its proximity to the sun means that the solar wind can carry gases away from the surface. Particles from the solar wind, coupled with the vapourisation of surface rock as a result of meteor impacts, are probably the largest contributors to Mercury’s atmosphere.
Venus is similar to Earth in several respects: its density, size, mass, and volume are all comparable. The atmosphere is where the similarities end, however. The atmospheric pressure is around 92 times that found at sea level on Earth, with the main gas being carbon dioxide – the result of previous volcanic eruptions on the planet’s surface. Higher in the atmosphere, the planet also has clouds which are a mixture of sulfur dioxide and sulfuric acid. There is a thick layer of carbon dioxide below these clouds, which subjects the surface of the planet to an intense greenhouse effect. Surface temperature on Venus is around 480˚C – much too hot to sustain life as we know it.
Earth’s atmosphere is composed primarily of nitrogen and oxygen, which are essential for the life which inhabits the planet. The composition of the atmosphere is a direct consequence of the plant life. Plants take in carbon dioxide and expel oxygen through photosynthesis, and without them doing so, it’s likely that the percentage of carbon dioxide in the atmosphere would be significantly higher.
The greenhouse effect that carbon dioxide is partially responsible for is the result of molecules of greenhouse gases absorbing infrared radiation, which is re-radiated towards the surface of the planet and surrounding atmosphere. Without this natural warming effect, temperatures on Earth would be significantly lower worldwide. The greenhouse effect is not the same as global warming – this is the intensification of the natural greenhouse effect via the emission of further greenhouse gases into the atmosphere by human activities. Venus is an extreme example of the runaway consequences of increased global warming!
The atmosphere of Mars is, much like Venus, composed primarily of carbon dioxide. Having mentioned the extreme greenhouse effect present on Venus as a consequence of the high carbon dioxide levels, it may seem puzzling that the surface temperature of Mars reaches a maximum of 35˚C. This is because the atmosphere of Mars is significantly thinner than that of Venus, so although the proportion of carbon dioxide is comparable, the actual concentration is much lower. The dustiness of the atmosphere gives Mars its characteristic appearance.
Jupiter is the first of the gas giants, and the largest planet in the solar system. Its atmosphere is, interestingly, fairly similar to the composition of the Sun. Unlike the inner planets, there isn’t a clear point at which the atmosphere of Jupiter stops, and the liquid interior of the planet begins. Around a third of the way towards the planet’s core, the pressure is high enough for hydrogen to exist as a metallic liquid, which can conduct electricity and is responsible for Jupiter’s electromagnetic field. Jupiter’s banded cloud system contains varying amounts of ammonia, water, and ammonia-sulfur compound clouds, and also complex sulfur, phosphorous and carbon compounds.
Much like Jupiter, the upper clouds in Saturn’s atmosphere are thought to be composed mainly of ammonia ice, with clouds of ammonia hydrosulfide and water lower down. The sulfur present in the atmosphere gives a pale yellow hue to the ammonia clouds. Although not present on the graphic, Saturn’s moon Titan has possibly the most intriguing atmosphere in the solar system, which is the only nitrogen rich atmosphere outside of Earth’s. It’s the only other body in the solar system on which stable surface liquid has ben confirmed, as well as the only other body where it rains – though the rain is liquid methane, rather than water, and it’s estimated there are centuries between each rainfall at specific locations on the surface.
The atmosphere of Uranus is, like Jupiter and Saturn, mostly hydrogen and helium. However, the slightly higher levels of methane, particularly in the upper atmosphere, cause greater absorption of red light from the sun, in turn causing the planet to appear a blue-cyan colour. Uranus has the coldest atmosphere in the solar system, at approximately -224˚C, and its atmosphere contains much more water ice than Jupiter and Saturn as a consequence of this.
As with Uranus, the blue colouration of Neptune is partially a consequence of the presence of methane – however, as Neptune is a deeper blue, it’s thought that some unknown constituent of the atmosphere must also contribute towards the colour. As the stratosphere of Neptune contains more gaseous hydrocarbons than Uranus, its temperature is marginally higher. Neptune is also home to the strongest winds in the solar system, with their speeds potentially as high as 600 metres per second.
Pluto hasn’t been a planet for a fair few years now, but that’s no reason to leave it out of the fun. On that note, after posting this, I threw this graphic together, so that Pluto doesn’t feel left out in the cold:
EDIT 2: As some have been asking for a version of the graphic including atmospheric pressures of each planet, I’ve produced a PDF version of the graphic that includes this data. Additionally, as another bonus graphic, here’s the atmospheric composition of Titan, where it rains methane every few centuries:
