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Atmósfera

Los gases atmosféricos que rodean la Tierra dispersan la luz azul (longitudes de onda más cortas) más que la luz del extremo rojo (longitudes de onda más largas) del espectro vi...

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Los gases atmosféricos que rodean la Tierra dispersan la luz azul (longitudes de onda más cortas) más que la luz del extremo rojo (longitudes de onda más largas) del espectro visible ; por lo tanto, se observa un resplandor azul sobre el horizonte al observar la Tierra desde el espacio exterior . La Luna es visible al fondo.

Una atmósfera es una capa de gases que envuelve un objeto astronómico , mantenida en su lugar por la gravedad del objeto. El nombre proviene del griego antiguo ἀτμός ( atmós ) ' vapor, vapor ' y σφαῖρα ( sphaîra ) ' esfera ' . [ 1 ] Un objeto adquiere la mayor parte de su atmósfera durante su época primordial, ya sea por acreción de materia o por desgasificación de volátiles . La interacción química de la atmósfera con la superficie sólida puede cambiar su composición fundamental, al igual que la interacción fotoquímica con el Sol. Un planeta retiene una atmósfera durante períodos más largos cuando la gravedad es alta y la temperatura es baja. El viento solar trabaja para arrancar la atmósfera exterior de un planeta, aunque este proceso se ve ralentizado por una magnetosfera . Cuanto más lejos esté un cuerpo del Sol, menor será la tasa de desprendimiento atmosférico.  

A excepción de Mercurio , todos los planetas del Sistema Solar poseen atmósferas sustanciales , al igual que el planeta enano Plutón y la luna Titán . La alta gravedad y la baja temperatura de Júpiter y los demás planetas gigantes gaseosos les permiten retener atmósferas masivas compuestas principalmente de hidrógeno y helio. Los planetas terrestres de menor masa orbitan más cerca del Sol, por lo que retienen principalmente atmósferas de mayor masa molar, compuestas de carbono, nitrógeno y oxígeno, con trazas de gas inerte . Se han detectado atmósferas alrededor de exoplanetas como HD 209458 b y Kepler-7b .

Una atmósfera estelar es la región exterior de una estrella, que incluye las capas sobre la fotosfera opaca ; las estrellas de baja temperatura pueden tener atmósferas exteriores que contienen moléculas compuestas . [ 2 ] Otros objetos con atmósferas son las enanas marrones y los cometas activos .

Ocurrencia y composición

Orígenes

Representación artística de un protoplaneta recién formado.

En la hipótesis nebular , las estrellas se forman durante el colapso gravitacional de una masa de gas y polvo dentro de una nube molecular interestelar . Este material forma un disco giratorio con forma de panqueque, con la masa concentrada en el centro. La protoestrella se crea en la concentración de masa central, mientras que los planetas y satélites se forman en el disco mediante un proceso de acreción . El polvo se deposita en el plano medio del disco, formando materiales que pueden colisionar y acumularse para crear planetesimales . Cerca de la estrella, estos cuerpos crecen y se acumulan para formar protoplanetas compuestos principalmente de materiales refractarios con pocos volátiles . Más lejos de la estrella, los embriones planetarios se crean a partir de la acumulación de volátiles hasta alcanzar aproximadamente diez veces la masa de la Tierra o más. Posteriormente, se adquieren masas de gas de la nebulosa del disco circundante, formando un gigante gaseoso alrededor del embrión. Los satélites planetarios se forman de manera similar a partir del disco de material que rodea a los planetas. [ 3 ]

La atmósfera primaria de un planeta se produce cuando la gravedad es suficiente para retener el gas acumulado y evitar su escape. Estos últimos pueden incluir colisiones con otros cuerpos que imparten la energía suficiente para que los gases escapen. En el caso de los planetas terrestres, las altas temperaturas generadas por su bombardeo inicial provocan la desgasificación de volátiles, creando la atmósfera secundaria . La composición y el espesor originales de la atmósfera están determinados, por lo tanto, por la química y la temperatura de la nebulosa estelar, pero pueden modificarse mediante procesos dentro del cuerpo astronómico que liberan diferentes componentes atmosféricos. [ 3 ] El disco circunestelar finalmente se disipará en escalas de tiempo de aproximadamente 10 7 años, y la estrella completará su contracción y luego iniciará la fusión de hidrógeno en su núcleo en un lapso de tiempo determinado por su masa. (Por ejemplo, una estrella con la masa del Sol tardará3 × 10 7 años de contratación.) [ 4 ]

Composiciones

Gráficos de la velocidad de escape en función de la temperatura superficial de algunos objetos del Sistema Solar que muestran qué gases se retienen. Los objetos están dibujados a escala y sus puntos de datos se encuentran en los puntos negros del centro.

Las atmósferas de los planetas Venus y Marte están compuestas principalmente de dióxido de carbono , nitrógeno y argón . [ 5 ] Debido a que Venus no tiene océanos ni lluvia que disuelvan el dióxido de carbono, grandes cantidades de este gas de efecto invernadero han permanecido en la atmósfera. El resultado es una atmósfera densa con una presión aproximadamente 80 veces mayor que la de la atmósfera terrestre. [ 6 ] La falta de un campo magnético en el planeta y su mayor proximidad al Sol provocaron la pérdida de su hidrógeno (en forma de agua) después de dos mil millones de años. [ 7 ]

Debido a que Marte es pequeño, frío y carece de campo magnético, ha conservado solo una atmósfera escasa. La presión atmosférica superficial de0,6 kPa  para Marte es solo el 0,6% de la presión atmosférica de la Tierra.101,3  kPa . [ 8 ] El planeta probablemente ha perdido al menos el 80-85% de su suministro original de agua al espacio. [ 9 ] Sin embargo, el planeta ha conservado importantes depósitos de agua congelada y dióxido de carbono. Si todo el CO₂ congelado se sublimara , la presión atmosférica podría aumentar a30  kPa . Esto es comparable a la presión atmosférica en la cima del Monte Everest . [ 8 ]

La composición de la atmósfera terrestre está determinada por los subproductos de la vida que sustenta. El aire seco (mezcla de gases) de la atmósfera terrestre contiene 78,08 % de nitrógeno, 20,95 % de oxígeno, 0,93 % de argón, 0,04 % de dióxido de carbono y trazas de hidrógeno, helio y otros gases "nobles" (en volumen), pero generalmente también está presente una cantidad variable de vapor de agua, en promedio alrededor del 1 % a nivel del mar. [ 10 ] La magnetosfera persistente de la Tierra actúa como un escudo contra la eliminación atmosférica por el viento solar , ya que repele el plasma entrante a una distancia de aproximadamente 10 radios terrestres . [ 11 ]

Las bajas temperaturas y las mayores velocidades de escape de los planetas gigantes del Sistema Solar —Júpiter , Saturno , Urano y Neptuno— les permiten retener con mayor facilidad gases de baja masa molecular . Estos planetas poseen atmósferas reductoras de hidrógeno y helio , con trazas de otros elementos y compuestos más complejos. A diferencia de los planetas terrestres, los gigantes gaseosos carecen de una superficie bien definida. En cambio, la atmósfera se mantiene en equilibrio hidrostático gracias a la intensa presión en las profundidades del cuerpo. El clima dinámico en estos cuerpos solo se produce en una capa superficial relativamente delgada. [ 12 ]

Dos satélites de los planetas exteriores poseen atmósferas significativas. Titán , una luna de Saturno, y Tritón , una luna de Neptuno, tienen atmósferas compuestas principalmente de nitrógeno . [ 13 ] [ 14 ] Cuando se encuentra en la parte de su órbita más cercana al Sol, Plutón tiene una atmósfera de nitrógeno y metano similar a la de Tritón, pero estos gases se congelan cuando está más lejos del Sol.

Otros cuerpos del Sistema Solar tienen atmósferas extremadamente delgadas que no están en equilibrio . Entre ellos se encuentran la Luna ( gas sodio , gases nobles , hidrógeno), Mercurio (gas sodio), Calisto (dióxido de carbono y oxígeno), Europa (oxígeno), Io ( dióxido de azufre ) y Encélado ( vapor de agua ).

Exoplanetas

Los objetos planetarios que orbitan estrellas distantes, conocidos como exoplanetas, presentan una gama de propiedades físicas más diversa que la que se encuentra en el Sistema Solar. Estos objetos ofrecen la oportunidad de estudiar atmósferas alrededor de una amplia variedad de objetos y condiciones. Sin embargo, las observaciones de estos objetos requieren instrumentación mucho más sensible. Los métodos utilizados para analizar estas atmósferas remotas son la espectroscopia de tránsito, la espectroscopia Doppler de alta resolución y la imagen directa. [ 15 ]

La espectroscopia de tránsito utiliza el tránsito de un exoplaneta frente a su estrella anfitriona para detectar su atmósfera. Al comparar el radio en diferentes longitudes de onda, se puede detectar la presencia de componentes específicos. La primera detección de este tipo se produjo en 2002, cuando se detectó sodio en la atmósfera de HD 209458b , [ 16 ] un gigante gaseoso con una órbita cercana alrededor de una estrella en la constelación de Pegaso . Su atmósfera se calienta a temperaturas superiores a 1000  K y se está escapando constantemente al espacio. Se han detectado hidrógeno, oxígeno y carbono en la atmósfera inflada del planeta mediante observaciones del Hubble. [ 17 ] Desde 2002, se ha detectado potasio en la atmósfera de XO-2Nb , y tanto sodio como potasio en la atmósfera de HD 189733 b . [ 16 ]

Muchas de las supertierras descubiertas tienen órbitas lo suficientemente cercanas a su estrella anfitriona como para que se espere que sus superficies sean océanos de magma . Las atmósferas secundarias de estos planetas de lava probablemente consisten en materiales que se han vaporizado del magma, como sodio, potasio, oxígeno y óxido de silicio. [ 18 ]

Atmósferas en el Sistema Solar

Condiciones

Una atmósfera en equilibrio hidrostático consiste en un balance entre la presión del aire creada por el movimiento de las moléculas y la fuerza de restricción de la gravedad que impide que las moléculas escapen. La presión disminuye con la altitud, produciendo una fuerza de gradiente de presión . [ 41 ] La presión atmosférica es la fuerza (por unidad de área) perpendicular a una unidad de área de la superficie planetaria, determinada por el peso de la columna vertical de gases atmosféricos. En dicho modelo atmosférico, la presión atmosférica , el peso de la masa del gas, disminuye a gran altitud debido a la disminución de la masa del gas por encima del punto de medición barométrica . La presión del aire varía según el lugar y el tiempo debido a las condiciones meteorológicas y las ondas atmosféricas . [ 42 ]

Las unidades de presión atmosférica se basan en la atmósfera estándar (atm), que es de 101 325 Pa (equivalente a 760 Torr o 14,696 psi ). Para una atmósfera de gas ideal , la altura a la que la presión atmosférica disminuye en un factor de e (la base del logaritmo natural ) se denomina altura de escala ( H ). Para una atmósfera de temperatura uniforme, la altura de escala es proporcional a la temperatura atmosférica e inversamente proporcional al producto de la masa molecular media del aire seco y la aceleración local de la gravedad en el punto de medición barométrica. [ 43 ]   

La temperatura de la atmósfera está determinada por un balance energético , que equilibra el calentamiento de la energía solar incidente con el calor irradiado de vuelta al espacio. La energía incidente está determinada por la distancia al Sol, y la energía reflejada por el albedo planetario . [ 41 ] Cuando un planeta está en equilibrio radiativo , tiene una temperatura de equilibrio planetario . [ 41 ] Esta difiere de la temperatura media global , que puede ser más cálida que la temperatura de equilibrio debido al efecto invernadero atmosférico . Por ejemplo, Venus tiene una temperatura superficial de casi460  °C en comparación con una temperatura de equilibrio de−40  C . [ 44 ]

Estructura

Las atmósferas planetarias están compuestas por capas con propiedades diferentes, como una composición gaseosa específica, gradientes de temperatura y presión.

Planetas terrestres

Para la Tierra, Marte y Venus, el nivel más bajo de la atmósfera es la troposfera , donde se encuentran la mayoría de las nubes y el clima del planeta. Esta se extiende desde el suelo hasta los 65  km en Venus, 40  km en Marte y 17  km en la Tierra. [ 45 ] La troposfera contiene la mayor parte de la atmósfera, poseyendo80%–98% de la masa atmosférica total. [ 46 ] La temperatura varía con la altitud según el gradiente térmico , ya que la energía térmica del suelo se transporta hacia arriba por convección . La radiación infrarroja queda atrapada por moléculas de gas y vapor de agua. [ 41 ] Para la Tierra, la siguiente capa es la estratosfera , que es una región de temperatura que aumenta con la altitud, creando una inversión térmica . Esta región contiene la capa de ozono que absorbe la radiación UV , a una altitud entre 15  km y 35  km, que es responsable del aumento de temperatura. [ 45 ] El transporte de energía en esta región ocurre a través de procesos de radiación. [ 41 ] Al carecer de una atmósfera oxigenada para generar una capa significativa de ozono, ni Marte ni Venus tienen estratosfera. [ 45 ]

Por encima de la troposfera-estratosfera, la siguiente capa de la atmósfera se denomina mesosfera . En esta región, el vapor de agua y el dióxido de carbono actúan como disipadores de calor que irradian energía en el infrarrojo. Como resultado, la temperatura de la mesosfera disminuye con la altitud, alcanzando la capa más fría de la atmósfera en la parte superior. [ 47 ] Tanto Venus como Marte tienen un rango de altitud en la mesosfera donde la temperatura es casi isotérmica; para Marte, esto se encuentra por encima de los 120  km, mientras que para Venus está entre los 63 y los 75  km de altitud. [ 45 ]

En las regiones inferiores de la atmósfera, la mezcla turbulenta provoca que los constituyentes atmosféricos se distribuyan uniformemente. Por encima de una capa de transición llamada homopausa , predomina la difusión molecular . Esto da como resultado una separación difusa de los constituyentes por peso atómico; es decir, los componentes de menor masa se difunden hacia arriba, dejando las moléculas de mayor masa cerca de la parte inferior. La homopausa se encuentra a una altitud de100–110  km para la Tierra,115–130  km para Marte, y135–150  km para Venus. [ 48 ]

Más allá de la mesosfera se encuentra una región de la atmósfera llamada termosfera , que absorbe los rayos X y la radiación ultravioleta extrema del Sol, lo que provoca que la temperatura aumente con la altitud. Las propiedades térmicas de esta capa varían diariamente y con los ciclos de actividad solar. [ 47 ] La región atmosférica que se extiende desde el suelo hasta la termosfera se denomina barosfera , ya que la ley barométrica se cumple en toda ella. [ 49 ]

La capa más externa de la atmósfera de un planeta se denomina exosfera . Aquí, la presión atmosférica es tan baja a esta altitud que la distancia recorrida entre colisiones moleculares, el camino libre medio , es mayor que la altura de escala atmosférica. En esta región, los componentes de menor masa con una velocidad térmica que supera la velocidad de escape pueden escapar al espacio . Para la Tierra, la exosfera se encuentra a una altitud de 500 km, mientras que para Venus y Marte  está alrededor de los 210 km. [ 50 ] En la Tierra, la exosfera se extiende hasta aproximadamente 10 000 km, donde interactúa con la magnetosfera terrestre.  

Los tres planetas poseen una ionosfera , que es una región ionizada de la atmósfera superior. Las ionosferas de Marte y Venus se encuentran más cerca de la superficie y son menos densas que la de la Tierra. [ 51 ] La densidad de la ionosfera terrestre es mayor a corta distancia de la superficie planetaria durante el día y disminuye a medida que asciende por la noche, lo que permite que un mayor rango de radiofrecuencias viaje a mayores distancias.

gigantes gaseosos

Los gigantes gaseosos están compuestos principalmente de hidrógeno y helio con trazas de otros elementos, lo que les confiere una baja densidad aparente . Muchas de las moléculas observadas en la atmósfera exterior son hidruros , y la mayoría de ellos (con la excepción del H₂O y el H₂S ) se destruyen fotoquímicamente por la radiación UV solar en la estratosfera de Júpiter y Saturno. Estos compuestos se recrean mediante reacciones termoquímicas en las regiones más calientes e inferiores de la atmósfera. [ 52 ] Los compuestos orgánicos complejos se reciclan de nuevo a metano por la atmósfera altamente reductora . [ 53 ] La alta gravedad de estos planetas, combinada con su distancia del Sol, implica que la pérdida de masa de sus exosferas es insignificante, por lo que forman sistemas cerrados. [ 54 ]

Una característica común de los planetas gigantes gaseosos son las capas de nubes que se forman donde la combinación de temperatura y presión es apropiada para la condensación de un volátil en particular. Para Júpiter y Saturno, la capa de nubes más externa consiste en partículas de hielo de amoníaco (NH₃ ) , con una capa subyacente de hidrosulfuro de amonio ( NH₄SH ), luego una capa profunda de nubes de agua (H₂O ) . Para Urano y Neptuno, la capa superior es una capa de metano (CH₄ ) de partículas de hielo, seguida de las mismas capas de nubes que Júpiter y Saturno. Una diferencia para Urano y Neptuno es que el sulfuro de hidrógeno (H₂S ) se mezcla al mismo nivel que el amoníaco condensado. [ 55 ] Estas capas de nubes son ópticamente densas, absorbiendo luz en todas las longitudes de onda. El resultado es una altura de escala menor para la atmósfera exterior. [ 43 ] Los cuatro gigantes gaseosos experimentan actividad de rayos en las nubes de agua, y esta es generalmente mucho más potente que los rayos terrestres. Se han observado relámpagos en Júpiter, pero no se han detectado ópticamente en Saturno, Urano o Neptuno, muy probablemente debido a su profundidad. [ 55 ]

Todos los gigantes gaseosos tienen fuentes de calor internas y irradian más calor del que reciben del Sol. [ 56 ] [ 57 ] Los modelos para el interior de Júpiter y Saturno sugieren que a cierta profundidad el hidrógeno experimenta un cambio de fase a un fluido de hidrógeno metálico mezclado con hielo. Posiblemente exista un núcleo difuso o sólido de elementos más masivos. En el caso de Urano y Neptuno, no hay hidrógeno metálico; en su lugar, hay capas internas de hielo, lo que sitúa a estos mundos en la subcategoría de gigantes de hielo . A suficiente profundidad, el hielo puede transitar a un fluido supercrítico . [ 53 ]

Dentro del Sistema Solar, los planetas gigantes gaseosos se formaron más allá de la línea de congelación , donde la temperatura del joven Sol era lo suficientemente baja como para que los volátiles se condensaran en granos sólidos. En algunos sistemas estelares, los procesos dinámicos en el disco protoplanetario pueden hacer que un gigante gaseoso migre mucho más cerca de la estrella central, creando un Júpiter caliente . Un ejemplo prototipo es 51 Pegasi b . Mediante la interacción gravitacional, la órbita del planeta se circulariza y queda bloqueada por las mareas en una rotación síncrona con un lado siempre orientado hacia la estrella. El lado calentado se hincha y los vientos de alta velocidad distribuyen la energía térmica alrededor del planeta. La atmósfera puede eventualmente ser arrancada por la gravedad de la estrella, dejando atrás una supertierra . [ 58 ]

En el extremo superior de masa de los gigantes gaseosos se encuentra una clase de objetos conocidos como enanas marrones . No existe un consenso universal sobre cómo distinguir una enana marrón de un gigante gaseoso, aunque un criterio comúnmente utilizado es la capacidad de fusionar deuterio a una masa aproximadamente 13 veces mayor que la de Júpiter . [ 59 ] Una vez concluida la fase inicial de fusión del deuterio de una enana marrón, el calor almacenado internamente asciende gradualmente a la superficie y luego se irradia con el tiempo. La convección ocurre alrededor del núcleo y, posiblemente, en la superficie si la enana marrón recibe energía de una estrella cercana. La transferencia de energía radiactiva ocurre en el resto de la enana marrón. Puede haber reacciones químicas en la atmósfera, las cuales, dependiendo de las especies químicas, pueden modificar la opacidad a la transferencia de energía radiactiva. Al igual que con los gigantes gaseosos, en las regiones exteriores más frías de una enana marrón, algunas moléculas pueden condensarse para formar nubes. [ 60 ]

Circulación

Esquema que destaca los componentes clave de la circulación atmosférica global en Marte.
Circulación atmosférica global en Marte durante el solsticio.

La circulación atmosférica se produce debido a diferencias térmicas cuando la convección se convierte en un transportador de calor más eficiente que la radiación térmica . En planetas donde la principal fuente de calor es la radiación solar, el exceso de calor en los trópicos se transporta a latitudes más altas. [ 61 ] Cuando un planeta genera una cantidad significativa de calor internamente, como es el caso de Júpiter , la convección en la atmósfera puede transportar energía térmica desde el interior de mayor temperatura hasta la superficie. [ 62 ]

La circulación meridional de la Tierra, Marte y Venus, impulsada térmicamente, está dominada por la celda de Hadley . Esta se crea por el aire ascendente en la región más cálida del planeta, acompañado por el aire descendente donde es más frío. Sin embargo, existen diferencias significativas en los patrones de circulación entre los tres planetas. En Venus, la atmósfera inferior presenta dos celdas de circulación simétricas desde el ecuador hasta cerca de los polos, con una celda de circulación subsolar a mayor altitud, desde la región subsolar hasta la región antisolar. En la Tierra, existen celdas de Hadley a cada lado del ecuador, pero estas varían estacionalmente debido a la oblicuidad del planeta . Marte es similar a la Tierra en este aspecto, pero muestra una mayor estacionalidad debido a su atmósfera más delgada. Tiene dos celdas de Hadley durante el equinoccio , pero una sola celda en el solsticio . [ 63 ] [ 64 ]

La Tierra posee múltiples células de convección que giran en sentido contrario: la célula de Hadley a ambos lados del ecuador, una célula de Ferrel intermedia en las latitudes medias y células polares en cada polo. La rotación del planeta induce una fuerza de Coriolis que crea una curvatura en el flujo de convección norte-sur. A medida que el aire se desplaza hacia un polo, el flujo latitudinal se mantiene constante, pero la distancia necesaria para rodear el planeta se reduce, creando una trayectoria curva a lo largo de la superficie. Estos flujos generan los vientos predominantes en la superficie del planeta. Cerca del ecuador, el flujo de aire crea los vientos alisios , que soplan de este a oeste. En las latitudes medias, los vientos del oeste traen el aire del oeste a Estados Unidos y Europa. Finalmente, los vientos polares del este mueven el aire polar de este a oeste. [ 61 ]

Tanto Júpiter como Saturno presentan formaciones de nubes en bandas. Estas están asociadas con corrientes alternas conocidas como flujos zonales que siguen líneas latitudinales. Las bandas alternan en dirección, con la corriente ecuatorial moviéndose hacia el este en150  km/s en Júpiter y300  km/s en Saturno. Aún no está claro si estos flujos ocurren en las capas superficiales alrededor de las nubes o si se extienden mucho más profundamente en la atmósfera. [ 65 ] Las observaciones de Neptuno muestran una estructura de flujo zonal similar. Este planeta presenta el mayor rango de rotación diferencial en el Sistema Solar. [ 66 ]

Escapar

La gravedad superficial difiere significativamente entre los planetas. Por ejemplo, la gran fuerza gravitatoria del planeta gigante Júpiter retiene gases ligeros como el hidrógeno y el helio , que escapan de objetos con menor gravedad. En segundo lugar, la distancia al Sol determina la energía disponible para calentar el gas atmosférico hasta el punto en que una fracción del movimiento térmico de sus moléculas supera la velocidad de escape del planeta , lo que permite que escapen de su influencia gravitatoria. Así, los distantes y fríos Titán , Tritón y Plutón pueden retener componentes de sus atmósferas originales a pesar de sus gravedades relativamente bajas. [ 67 ]

Dado que un conjunto de moléculas de gas puede moverse a una amplia gama de velocidades, siempre habrá algunas lo suficientemente rápidas como para producir una fuga lenta de gas al espacio. Las moléculas más ligeras se mueven más rápido que las más pesadas con la misma energía cinética térmica , por lo que los gases de bajo peso molecular se pierden más rápidamente que los de alto peso molecular. Se cree que Venus y Marte pudieron haber perdido gran parte de su agua cuando, tras ser fotodisociado en hidrógeno y oxígeno por la radiación ultravioleta solar, el hidrógeno escapó. El campo magnético de la Tierra ayuda a prevenir esto, ya que, normalmente, el viento solar aumentaría considerablemente la fuga de hidrógeno. Sin embargo, durante los últimos 3000 millones de años, la Tierra pudo haber perdido gases a través de las regiones polares magnéticas debido a la actividad auroral, incluyendo un 2 % neto de su oxígeno atmosférico. [ 68 ] El efecto neto, teniendo en cuenta los procesos de escape más importantes, es que un campo magnético intrínseco no protege a un planeta de la fuga atmosférica y que, para algunas magnetizaciones, la presencia de un campo magnético aumenta la tasa de escape. [ 69 ]

Los planetas que orbitan estrellas pequeñas de tipo M en la secuencia principal pueden ser particularmente propensos a la pérdida atmosférica. La estrella pasará un período prolongado como una estrella superluminosa de presecuencia principal , para luego experimentar altos niveles de actividad . El fuerte campo magnético estelar tenderá a reducir el tamaño de las magnetosferas planetarias, lo que provocará una mayor erosión por el viento estelar . Los planetas que orbitan estrellas más antiguas de tipo M pueden quedar atrapados por las fuerzas de marea en una órbita sincrónica, lo que provocará que la atmósfera se congele permanentemente en la cara oscura. [ 70 ]

Otros mecanismos que pueden causar el agotamiento de la atmósfera son la pulverización catódica inducida por el viento solar , la erosión por impacto , la meteorización [ 71 ] y el secuestro —a veces denominado "congelación"— en el regolito y los casquetes polares [ 72 ] [ 73 ] . Un ejemplo extremo de esto último es un cometa , que es un cuerpo pequeño que se forma más allá de la línea de congelación en el disco protoplanetario. Estos objetos contienen muchos tipos de volátiles congelados, incluyendo agua, dióxido de carbono, amoníaco, metano y formaldehído . A medida que estos objetos se acercan al Sol, la radiación térmica hace que los volátiles se sublimen, creando una atmósfera difusa y polvorienta alrededor del cometa; la coma . Sin embargo, el potencial gravitatorio del cometa es insuficiente para retener esta atmósfera [ 74 ] .

El Sistema Solar contiene un gran número de cuerpos que actualmente carecen prácticamente de atmósfera, como Mercurio y la Luna. Estos objetos solo poseen una capa de exosfera con partículas que prácticamente no colisionan. En este entorno, los átomos y las moléculas se liberan de la superficie por diversos medios, como la pulverización catódica de partículas y el impacto de micrometeoritos . Cuando la velocidad de liberación de estas partículas supera la velocidad de escape, se pierden en el espacio. Las partículas de mayor masa tienen mayor probabilidad de regresar a la superficie, lo que provoca una alteración química de la misma con el tiempo. [ 18 ]

Terreno

En un planeta terrestre, la parte de la atmósfera que interactúa directamente con el suelo se conoce como capa límite planetaria . Las atmósferas tienen efectos drásticos en las superficies de los cuerpos rocosos. La erosión eólica es un factor significativo en la configuración del terreno de los planetas rocosos con atmósferas, [ 75 ] y con el tiempo puede borrar los efectos de cráteres y volcanes . Además, dado que los líquidos no pueden existir sin presión, una atmósfera permite la presencia de líquidos en la superficie, lo que da lugar a lagos , ríos y océanos . [ 70 ] Se sabe que la Tierra y Titán tienen líquidos en su superficie y el terreno del planeta Marte sugiere que tuvo líquidos en su superficie en el pasado.

Los objetos que carecen de atmósfera, o que solo poseen una exosfera, tienen un terreno cubierto de cráteres . Sin atmósfera, el planeta no tiene protección contra los meteoroides , y todos ellos chocan contra la superficie como meteoritos , creando cráteres. En el caso de planetas con una atmósfera significativa, la mayoría de los meteoroides se queman antes de impactar contra la superficie planetaria. Cuando los meteoroides sí impactan, sus efectos suelen ser borrados por la acción del viento. [ 76 ]

Campos de estudio

Desde la perspectiva de un geólogo planetario , la atmósfera moldea la superficie de un planeta. El viento levanta polvo y otras partículas que, al chocar con el terreno, erosionan el relieve y dejan depósitos ( procesos eólicos ). Las heladas y las precipitaciones , que dependen de la composición atmosférica, también influyen en el relieve. Los cambios climáticos pueden afectar la historia geológica de un planeta. A la inversa, el estudio de la superficie de la Tierra permite comprender la atmósfera y el clima de otros planetas. [ 77 ]

Para un meteorólogo , la composición de la atmósfera terrestre es un factor que afecta el clima y sus variaciones. [ 78 ]

Para un biólogo o paleontólogo , la composición atmosférica de la Tierra depende estrechamente de la aparición de la vida y su evolución . En astrobiología , la composición de la atmósfera de un exoplaneta está íntimamente ligada a la posibilidad de vida extraterrestre . [ 79 ]

Véase también

Referencias

  1. ↑ Liddell, Henry George; Scott, Robert (24 de septiembre de 2015). "ἀτμός" . Un léxico griego-inglés . Biblioteca digital Perseus . Archivado del original el 24 de septiembre de 2015.
  2. ↑ Kwok, Sun (2013). Polvo de estrellas: Las semillas cósmicas de la vida . Universo de los astrónomos. Springer Science & Business Media. págs. 87–88 . ISBN  978-3-642-32802-2.
  3. 1 2 Sánchez-Lavega, Agustín (2011). Introducción a las atmósferas planetarias . CRC Press. págs. 71–97 . ISBN  978-1-4200-6735-4.
  4. ↑ Prialnik, Dina (2000). Introducción a la teoría de la estructura y evolución estelar . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-65937-6.
  5. ↑ Williams, Matt (2016-01-07). "¿Cómo es la atmósfera en otros planetas?" . Universe Today . Archivado del original el 22-10-2019 . Recuperado el 22-10-2019 .
  6. ↑ Pasachoff, Jay M.; Filippenko, Alex (2019). El cosmos: astronomía en el nuevo milenio . Cambridge University Press. ISBN 978-1-108-43138-5.
  7. ↑ Seager, Sara (2010). Atmósferas de exoplanetas: Procesos físicos . Serie Princeton en Astrofísica. Vol. 18. Princeton University Press. ISBN  978-0-691-14645-4.
  8. 1 2 Teles, Antonio de Morais M. (2014). "Astrobiología de Marte: estado actual y progresos" . En Jin, Shuanggen; et al. (eds.). Exploración y ciencia planetaria: resultados y avances recientes . Springer Geophysics. Springer. pp. 220–221 . ISBN   978-3-662-45052-9.
  9. ↑ Jakosky, Bruce M. (mayo de 2021). "Pérdida atmosférica al espacio y la historia del agua en Marte". Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 49 : 71–93 . Bibcode : 2021AREPS..49...71J . doi : 10.1146/annurev-earth-062420-052845 .
  10. ↑ "Composición atmosférica" . Departamento de Ciencias de la Tierra y el Clima . Universidad Estatal de San Francisco. Archivado del original el 20 de abril de 2020. Consultado el 22 de octubre de 2019 .
  11. ↑ Lundin, Rickard; et al. (2007). «Campos magnéticos planetarios y forzamiento solar: implicaciones para la evolución atmosférica». Geología y habitabilidad de los planetas terrestres . Serie de Ciencias Espaciales del ISSI. Vol. 24. Springer Science+Business Media, LLC. p. 245. Bibcode : 2007ghtp.book..245L . doi : 10.1007/978-0-387-74288-5_9 . ISBN    978-0-387-74287-8.
  12. ↑ Carroll, Michael (2011). A la deriva en vientos alienígenas: explorando los cielos y el clima de otros mundos . SpringerLink : Bücher. Springer Science & Business Media. pp. 129–131 . ISBN   978-1-4419-6917-0.
  13. ↑ Lorenz, Ralph D. (2014). «Titán: Interior, superficie, atmósfera y entorno espacial, editado por I. Müller-Wodarg, CA Griffith, E. Lellouch y TE Cravens. Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press, 2014, 474 p. $135, tapa dura» . Meteoritics & Planetary Science . 49 (6): 1139–1140 . doi : 10.1111/maps.12317 . ISBN 978-0-521-19992-6ISSN 1945-5100​​ 
  14. 1 2 Ingersoll, Andrew P. (1990). "Dinámica de la atmósfera de Tritón". Nature . 344 (6264): 315– 317. Bibcode : 1990Natur.344..315I . doi : 10.1038/344315a0 . S2CID 4250378 . 
  15. ^ Madhusudhan, Nikku (agosto de 2019). "Atmósferas exoplanetarias: conocimientos clave, desafíos y perspectivas". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 57 : 617– 663. arXiv : 1904.03190 . Código Bib : 2019ARA & A..57..617M . doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051846 .
  16. 1 2 Burrows, Adam S. (septiembre de 2014). "Aspectos destacados en el estudio de las atmósferas de los exoplanetas". Nature . 513 (7518): 345– 352. arXiv : 1409.7320 . Bibcode : 2014Natur.513..345B . doi : 10.1038/nature13782 . PMID 25230656 . 
  17. ↑ Weaver, D.; Villard, R. (31 de enero de 2007). "El Hubble sondea la estructura en capas de la atmósfera de un mundo alienígena" . Centro de Noticias del Hubble. Archivado del original el 14 de marzo de 2007. Recuperado el 11 de marzo de 2007 .
  18. 1 2 Lammer, Helmut; et al. (abril de 2022). "La exosfera como límite: origen y evolución de los cuerpos sin aire en el sistema solar interior y más allá, incluidos los planetas con atmósferas de silicatos". Space Science Reviews . 218 (3). id. 15. arXiv : 2203.01656 . Bibcode : 2022SSRv..218...15L . doi : 10.1007/s11214-022-00876-5 . 
  19. ↑ Williams, David R. "Hoja informativa sobre el Sol" . Archivo coordinado de datos de ciencia espacial de la NASA . Consultado el 18 de agosto de 2025 .
  20. ↑ Williams, David R. "Hoja informativa sobre Mercury" . Archivo coordinado de datos de ciencia espacial de la NASA . Consultado el 18 de agosto de 2025 .
  21. ↑ Williams, David R. "Hoja informativa sobre Venus" . Archivo coordinado de datos de ciencia espacial de la NASA . Consultado el 18 de agosto de 2025 .
  22. ↑ Williams, David R. "Hoja informativa sobre la Tierra" . Archivo coordinado de datos de ciencia espacial de la NASA . Consultado el 18 de agosto de 2025 .
  23. ↑ Williams, David R. "Hoja informativa sobre la Luna" . Archivo coordinado de datos de ciencia espacial de la NASA . Consultado el 18 de agosto de 2025 .
  24. ↑ Williams, David R. "Hoja informativa sobre Marte" . Archivo coordinado de datos de ciencia espacial de la NASA . Consultado el 18 de agosto de 2025 .
  25. 1 2 3 4 5 6 7 Williams, David R. "Hoja informativa sobre los pequeños mundos del sistema solar" . Archivo coordinado de datos de ciencia espacial de la NASA . Recuperado el 18 de agosto de 2025 .
  26. ↑ Küppers, M.; et al. (23 de enero de 2014). "Fuentes localizadas de vapor de agua en el planeta enano (1) Ceres". Nature . 505 (7484): 525– 527. Bibcode : 2014Natur.505..525K . doi : 10.1038/nature12918 . ISSN 0028-0836 . PMID 24451541 . S2CID 4448395 .    
  27. ↑ Williams, David R. "Hoja informativa sobre Júpiter" . Archivo coordinado de datos de ciencia espacial de la NASA . Consultado el 18 de agosto de 2025 .
  28. 1 2 3 4 5 Catling, David C.; Kasting, James F. (2017). Evolución atmosférica en mundos habitados y sin vida . Cambridge University Press. pág. 399. ISBN  978-1-316-82452-8.
  29. ↑ Williams, David R. "Hoja informativa sobre Saturno" . Archivo coordinado de datos de ciencia espacial de la NASA . Consultado el 18 de agosto de 2025 .
  30. ↑ Nixon, CA; et al. (abril de 2012). "Relaciones isotópicas en el metano de Titán: mediciones y modelado". The Astrophysical Journal . 749 (2). id. 159. Bibcode : 2012ApJ...749..159N . doi : 10.1088/0004-637X/749/2/159 . 
  31. ↑ Lorenz, Ralph D.; et al. (julio de 2021). "Predicción de la condensación desencadenada aerodinámicamente: aplicación al helicóptero Dragonfly en la atmósfera de Titán". Aerospace Science and Technology . 114 106738. id. 106738. Bibcode : 2021AeST..11406738L . doi : 10.1016/j.ast.2021.106738 . 
  32. ↑ Bakich, Michael E. (2000). The Cambridge Planetary Handbook . Cambridge University Press. pág. 251. ISBN  978-0-521-63280-5.
  33. ↑ Dachwald, B.; et al. (2013). «Exploración subsuperficial in situ limpia de entornos helados» . En de Vera, Jean-Pierre; Seckbach, Joseph (eds.). Habitabilidad de otros planetas y satélites . Origen celular, vida en hábitats extremos y astrobiología. Vol. 28. Springer Science & Business Media. p. 372. ISBN    978-94-007-6546-7.
  34. ↑ Williams, David R. "Hoja informativa sobre Urano" . Archivo coordinado de datos de ciencia espacial de la NASA . Consultado el 18 de agosto de 2025 .
  35. ↑ Widemann, T.; et al. (2009). "Radio de Titania y un límite superior de su atmósfera a partir de la ocultación estelar del 8 de septiembre de 2001" . Icarus . 199 (2): 458– 476. Bibcode : 2009Icar..199..458W . doi : 10.1016/j.icarus.2008.09.011 . 
  36. ↑ Williams, David R. "Hoja informativa sobre Neptuno" . Archivo coordinado de datos de ciencia espacial de la NASA . Consultado el 18 de agosto de 2025 .
  37. ↑ Sicardy, B.; et al. (febrero de 2024). "Restricciones sobre la evolución de la atmósfera de Tritón a partir de ocultaciones: 1989-2022". Astronomía y Astrofísica . 682 : 8. arXiv : 2402.02476 . Bibcode : 2024A & A...682L..24S . doi : 10.1051/0004-6361/202348756 . 
  38. ↑ Williams, David R. "Hoja informativa sobre Plutón" . Archivo coordinado de datos de ciencia espacial de la NASA . Consultado el 18 de agosto de 2025 .
  39. ↑ Gladstone, GR; et al. (marzo de 2016). "La atmósfera de Plutón observada por New Horizons". Science . 351 (6279) aad8866. id. aad8866. arXiv : 1604.05356 . Bibcode : 2016Sci...351.8866G . doi : 10.1126/science.aad8866 . PMID 26989258 . S2CID 32043359 .   
  40. ↑ Wong, Ian; Protopapa, Silvia; Lellouch, Emmanuel (2026-05-29). "Restricciones sobre la composición atmosférica de 2002 XV 93 a partir de la espectroscopia del JWST". arXiv : 2605.29206 [ astro-ph.EP ].
  41. 1 2 3 4 5 McSween, Harry Y. (2019). Geociencias planetarias . Cambridge University Press. págs. 213–214 . ISBN  978-1-107-14538-2.
  42. ↑ Mohanakumar, K. (2008). Interacciones estratosfera-troposfera: una introducción . Springer Science & Business Media. págs. 6–7 . ISBN  978-1-4020-8217-7.
  43. 1 2 Awiphan, Supachai (2018). Exomoons to Galactic Structure: High Precision Studies with the Microlensing and Transit Methods . Springer Theses. Springer. pp. 29– 31. ISBN  978-3-319-90957-8.
  44. ↑ Lacis, Andrew A. (2012). «Efecto invernadero» . En Liu, Guoxiang (ed.). Gases de efecto invernadero: emisión, medición y gestión . BoD – Books on Demand. pp. 275–276 . ISBN  978-953-51-0323-3.
  45. 1 2 3 4 de Pater, Imke; Lissauer, Jack J. (2015). Ciencias planetarias (2.ª ed.). Cambridge University Press. págs. 81–82 . ISBN   978-1-316-19569-7.
  46. ↑ Meadows, V.; Seager, S. (2011). «Atmósferas y biofirmas de planetas terrestres» . En Seager, Sara (ed.). Exoplanetas . Serie de Ciencias Espaciales de la Universidad de Arizona. Prensa de la Universidad de Arizona. pág. 446. ISBN  978-0-8165-2945-2.
  47. 1 2 Chandra, H. (2010). "Atmósferas planetarias" . En Gopalswamy, Natchimuthuk; et al. (eds.). Procesos heliofísicos . Actas de astrofísica y ciencias espaciales. Springer. pág. 176. ISBN   978-3-642-11341-3.
  48. ↑ Lammer, H.; Bauer, SJ (2012). "Fraccionamiento isotópico por escape gravitacional" . En Kallenbach, R.; et al. (eds.). Historia del sistema solar a partir de firmas isotópicas de elementos volátiles: Volumen resultante de un taller del ISSI, 14-18 de enero de 2002, Berna, Suiza . Serie de Ciencias Espaciales del ISSI. Vol. 16. Springer Science & Business Media. pág. 284. ISBN    978-94-010-0145-8.
  49. ↑ Bauer, Siegfried; Lammer, Helmut (2013). Aeronomía planetaria: Entornos atmosféricos en sistemas planetarios . Física de los entornos terrestres y espaciales. Springer Science & Business Media. págs. 4–5 . ISBN  978-3-662-09362-7.
  50. ↑ Yulinov, YN; et al. (2007). «Estudio comparativo de la influencia del Sol joven activo en las atmósferas primitivas de la Tierra, Venus y Marte» . En Fishbaugh, Kathryn E.; et al. (eds.). Geología y habitabilidad de los planetas terrestres . Serie de Ciencias Espaciales del ISSI. Vol. 24. Springer Science & Business Media. pág. 209. ISBN     978-0-387-74288-5.
  51. ↑ Nicogossian, Arnauld E. (1993). Biología y medicina espacial . Vol. 3. AIAA. págs. 153–154 . ISBN   978-1-56347-061-5.
  52. ↑ Lodders, Katharina; Fegley, Jr., Bruce (2015). Química del sistema solar . Royal Society of Chemistry. ISBN 978-1-78262-601-5.
  53. 1 2 McSween, Jr, Harry; et al. (2022). Cosmoquímica (2.ª ed.). Cambridge University Press. ISBN   978-1-108-83983-9.
  54. ↑ Strobel, Darrell F. (2005). "Fotoquímica en las atmósferas del sistema solar exterior" . En Encrenaz, T.; et al. (eds.). Los planetas exteriores y sus lunas. Estudios comparativos de los planetas exteriores previos a la exploración del sistema de Saturno por Cassini-Huygens . Serie de Ciencias Espaciales del ISSI. Vol. 19. Berlín Heidelberg: Springer-Verlag. pp. 155–170 . Bibcode : 2005opm..book..155S . doi : 10.1007/1-4020-4038-5_10 . ISBN    1-4020-3362-1.
  55. 1 2 Yair, Y.; et al. (2008). «Revisión actualizada de la electricidad atmosférica planetaria» . En Leblanc, François; et al. (eds.). Electricidad atmosférica planetaria . Serie de Ciencias Espaciales del ISSI. Vol. 30. Springer Science & Business Media. pp. 41–42 . ISBN     978-0-387-87664-1.
  56. ↑ James, Ian N. (1995). Introducción a las atmósferas circulantes . Serie de Ciencias Atmosféricas y Espaciales de Cambridge. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-42935-1.
  57. ↑ Wang, Xinyue; et al. (febrero de 2025). "Desequilibrio interno de calor y energía de Urano". arXiv : 2502.20722 [ astro-ph ]. 
  58. ↑ Tasker, Elizabeth (2017). La fábrica de planetas: exoplanetas y la búsqueda de una segunda Tierra . Bloomsbury Publishing. ISBN 978-1-4729-1775-1.
  59. ↑ Spiegel, David S.; et al. (enero de 2011). "El límite de masa de combustión de deuterio para enanas marrones y planetas gigantes". The Astrophysical Journal . 727 (1). id. 57. arXiv : 1008.5150 . Bibcode : 2011ApJ...727...57S . doi : 10.1088/0004-637X/727/1/57 . 
  60. ↑ Marley, MS; Robinson, TD (agosto de 2015). "En el lado frío: modelado de las atmósferas de enanas marrones y planetas gigantes". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 53 : 279–323 . arXiv : 1410.6512 . Bibcode : 2015ARA & A..53..279M . doi : 10.1146/annurev-astro-082214-122522 .
  61. 1 2 Martin, Ronald (2016). Los sistemas en evolución de la Tierra (2.ª ed.). Jones & Bartlett Learning. págs. 66–69 . ISBN   978-1-284-10829-3.
  62. ↑ Stevenson, David J. (mayo de 2020). "El interior de Júpiter revelado por Juno". Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 48 : 465–489 . Bibcode : 2020AREPS..48..465S . doi : 10.1146/annurev-earth-081619-052855 .
  63. ↑ Guendelman, I.; Kaspi, Y. (diciembre de 2018). "Un límite axisimétrico para el ancho de la celda de Hadley en planetas con gran oblicuidad y larga estacionalidad". Geophysical Research Letters . 45 (24): 13, 213– 13, 221. arXiv : 1903.11656 . Bibcode : 2018GeoRL..4513213G . doi : 10.1029/2018GL080752 .
  64. ↑ Hueso, R. (26 de noviembre de 2007). "Circulación general en la atmósfera de Venus" . ESA . Consultado el 20 de agosto de 2025 .
  65. ↑ Proctor, John E. (2020). Los estados líquido y supercrítico de la materia . CRC Press. ISBN 978-0-429-95791-8.
  66. ↑ Hubbard, WB; et al. (1995). "El interior de Neptuno" . En Cruikshank, Dale P.; et al. (eds.). Neptuno y Tritón . Serie de ciencias espaciales. University of Arizona Press. pág. 131. ISBN    978-0-8165-1525-7.
  67. ↑ Yung, Yuk Ling; DeMore, William B. (1999). Fotoquímica de las atmósferas planetarias . Oxford University Press. págs. 13–16 . ISBN  978-0-19-510501-8.
  68. ^ Seki, K.; Elphic, RC; Hirahara, M.; Terasawa, T.; Mukai, T. (2001). "Sobre la pérdida atmosférica de iones de oxígeno de la Tierra a través de procesos magnetosféricos" . Ciencia . 291 (5510): 1939– 1941. Bibcode : 2001Sci...291.1939S . CiteSeerX 10.1.1.471.2226 . doi : 10.1126/ciencia.1058913 . PMID 11239148 . S2CID 17644371 . Consultado el 7 de marzo de 2007 .   
  69. ↑ Gunell, H.; Maggiolo, R.; Nilsson, H.; Stenberg Wieser, G.; Slapak, R.; Lindkvist, J.; Hamrin, M.; De Keyser, J. (2018). "Por qué un campo magnético intrínseco no protege a un planeta contra el escape atmosférico" . Astronomía y Astrofísica . 614 : L3. Bibcode : 2018A & A...614L...3G . doi : 10.1051/0004-6361/201832934 .
  70. 1 2 Kopparapu, RK; et al. (2020). "Caracterización de la habitabilidad de exoplanetas" . En Meadows, Victoria; et al. (eds.). Astrobiología planetaria . University of Arizona Press. pp. 461–464 . ISBN    978-0-8165-4065-5.
  71. ↑ Pierrehumbert, Raymond T. (2010). Principios del clima planetario . Cambridge University Press. págs. 9–10 . ISBN  978-1-139-49506-6.
  72. ↑ Johnson, Perianne E.; et al. (agosto de 2024). "Pérdida de nitrógeno desde el nacimiento de Plutón hasta la actualidad a través del escape atmosférico, la destrucción fotoquímica y la erosión por impacto" . The Planetary Science Journal . 5 (8). id. 170. arXiv : 2408.00625 . Bibcode : 2024PSJ.....5..170J . doi : 10.3847/PSJ/ad5e80 . 
  73. ↑ Manning, Curtis V.; et al. (enero de 2019). "La formación y estabilidad de los depósitos polares de CO2 enterrados en Marte". Icarus . 317 : 509–517 . Bibcode : 2019Icar..317..509M . doi : 10.1016/j.icarus.2018.07.021 . 
  74. ↑ Yabuta, Hikaru; et al. (abril de 2018). "Moléculas orgánicas y volátiles en cometas". Elements . 14 (2): 101– 106. Bibcode : 2018Eleme..14..101Y . doi : 10.2138/gselements.14.2.101 . 
  75. ↑ Greeley, Ronald (2013). Introducción a la geomorfología planetaria . Cambridge University Press. págs. 54–55 . ISBN  978-0-521-86711-5.
  76. ↑ "Científicos detectaron un asteroide del tamaño de un automóvil la semana pasada: por qué esto nos importa" . Forbes . 27 de junio de 2019. Archivado del original el 26 de julio de 2019. Consultado el 26 de julio de 2019 .
  77. ↑ Fortes, Dominic; Vita-Finzi, Claudio (2025). Geología planetaria: Una introducción (3.ª ed.). Liverpool University Press. ISBN  978-1-78046-110-6.
  78. ^ Mölders, Nicole; Kramm, Gerhard (2014). Conferencias de Meteorología . Ciencias Atmosféricas Springer. Saltador. ISBN 978-3-319-02144-7.
  79. ↑ Kolb, Vera M. (2018). «Astrobiología» . En Kolb, Vera M. (ed.). Manual de Astrobiología . CRC Press. ISBN 978-1-351-66110-2.
  • Propiedades de los estratos atmosféricos: el entorno de vuelo de la atmósfera.
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