Mercurio
La sonda Mariner 10 demostró que Mercurio, contrariamente
a lo que se creía, tiene una atmósfera, muy tenue, constituida principalmente
por helio, con trazas de argón, sodio, potasio, oxígeno y neón. La presión de
la atmósfera parece ser sólo una cienmilésima parte de la presión atmosférica
en la superficie de la Tierra.
Venus
La sonda Mariner 10 demostró que Mercurio, contrariamente
a lo que se creía, tiene una atmósfera, muy tenue, constituida principalmente
por helio, con trazas de argón, sodio, potasio, oxígeno y neón. La presión de
la atmósfera parece ser sólo una cienmilésima parte de la presión atmosférica
en la superficie de la Tierra.
Los átomos de esta atmósfera son muchas veces arrancados
de la superficie del planeta por el viento solar.
Venus
Venus posee una densa atmósfera. Su presión atmosférica
equivale a 90 atmósferas terrestres (una presión equivalente a una profundidad
de un kilómetro bajo el nivel del mar en la Tierra). Está compuesta
principalmente por CO2 y una pequeña cantidad de monóxido de carbono, nitrógeno,
ácido sulfúrico, argón y partículas de azufre. La enorme cantidad de CO2 de la
atmósfera provoca un fuerte efecto invernadero que eleva la temperatura de la
superficie del planeta hasta cerca de 460 °C. Esto hace que Venus sea más
caliente que Mercurio.
La temperatura no varía de forma significativa entre el
día y la noche. A pesar de la lenta rotación de Venus, los vientos de la
atmósfera superior circunvalan el planeta en tan sólo cuatro días, alcanzando
velocidades de 360 km/h y distribuyendo eficazmente el calor. Además del
movimiento zonal de la atmósfera de oeste a este, hay un movimiento vertical en
forma de célula de Hadley que transporta el calor del ecuador hasta las zonas
polares e incluso a latitudes medias del lado no iluminado del planeta.
La radiación solar casi no alcanza la superficie del
planeta. La densa capa de nubes refleja al espacio la mayor parte de la luz del
Sol y gran parte de la luz que atraviesa las nubes es absorbida por la
atmósfera.
Marte
La atmósfera de Marte es muy tenue, con una presión
superficial de sólo 7 a 9 hPa frente a los 1013 hPa de la atmósfera terrestre,
es decir, una centésima parte de la terrestre. La presión atmosférica varía
considerablemente con la altitud, desde casi 9 hPa en las depresiones más
profundas, hasta 1 hPa en la cima del Monte Olimpo. Está compuesta
fundamentalmente de dióxido de carbono (95,3%) con un 2,7% de nitrógeno, un
1,6% de argón y trazas de oxígeno molecular (0,15%), monóxido de carbono (0,07%)
y vapor de agua (0,03%).La atmósfera es lo bastante densa como para albergar vientos y tormentas de polvo que, en ocasiones, pueden abarcar el planeta entero durante meses. Este viento es el responsable de la existencia de dunas de arena en los desiertos marcianos. La bóveda celeste marciana es de un suave color rosa salmón debido a la dispersión de la luz por los granos de polvo muy finos procedentes del suelo ferruginoso. A diferencia de la Tierra, ninguna capa de ozono bloquea la radiación ultravioleta. Hay nubes en mucha menor cantidad que en la Tierra y son de vapor de agua o de dióxido de carbono en latitudes polares.
La débil atmósfera marciana produce un pequeño efecto invernadero que aumenta la temperatura superficial unos 5 grados, mucho menos que lo observado en Venus y en la Tierra, que tienen más gases de efecto invernadero y por eso su temperatura es más cálida.
En las latitudes extremas, la condensación del dióxido de
carbono forma nubes de cristales de nieve carbónica.
Júpiter
La atmósfera de Júpiter se extiende hasta grandes
profundidades, donde la enorme presión comprime el hidrógeno molecular hasta
que se transforma en un líquido de carácter metálico a profundidades de unos
10.000 km. Más abajo se sospecha la existencia de un núcleo rocoso formado
principalmente por materiales más densos.
En la parte alta de la atmósfera se observa una
circulación atmosférica formada por bandas paralelas al ecuador, en la que
puede encontrarse la Gran Mancha Roja, que es una tormenta con más de 300 años
de antigüedad.
Se observan nubes de diferentes colores que refleja, que
se forman a distintas alturas y con diferentes composiciones. Júpiter tiene un potente
campo magnético que provoca auroras polares.
La atmósfera de Saturno posee bandas oscuras y zonas
claras similares a las de Júpiter, aunque la distinción entre ambas es mucho
menos clara. Hay fuertes vientos en la dirección de los paralelos. En las capas
altas se forman auroras por la interacción del campo magnético planetario con
el viento solar.
Plutón posee una atmósfera extremadamente tenue, formada
por nitrógeno, metano y monóxido de carbono, que se congela y colapsa (choca)
sobre su superficie a medida que el planeta se aleja del Sol. Es esta
evaporación y posterior congelamiento lo que causa las variaciones en el albedo
del planeta, detectadas por medio de fotómetros fotoeléctricos en la década de
1950 (por Gerard Kuiper y otros). A medida que el planeta se aproxima al Sol,
los cambios se hacen menores. Los cambios de albedo se repiten pero a la
inversa a medida que el planeta se aleja del Sol rumbo a su afelio.
Saturno
La atmósfera de Saturno posee bandas oscuras y zonas
claras similares a las de Júpiter, aunque la distinción entre ambas es mucho
menos clara. Hay fuertes vientos en la dirección de los paralelos. En las capas
altas se forman auroras por la interacción del campo magnético planetario con
el viento solar.
Urano
El planeta Urano cuenta con una gruesa atmósfera formada
por una mezcla de hidrógeno, helio y metano, que puede representar hasta un 15%
de la masa planetaria y que le da su color característico.
Neptuno
La atmósfera de Neptuno está formada por hidrógeno, helio
y un pequeño porcentaje de gas metano, que le proporciona el color azul
verdoso. Sus partículas están levemente más separadas de lo que deberían estar
por causa de la temperatura, que es de -200 °C, semejante a la de Urano, que
está ubicado más cerca del Sol, por lo que se estima que tiene una fuente interna
de calor.
Plutón (Planeta enano)
Plutón posee una atmósfera extremadamente tenue, formada
por nitrógeno, metano y monóxido de carbono, que se congela y colapsa (choca)
sobre su superficie a medida que el planeta se aleja del Sol. Es esta
evaporación y posterior congelamiento lo que causa las variaciones en el albedo
del planeta, detectadas por medio de fotómetros fotoeléctricos en la década de
1950 (por Gerard Kuiper y otros). A medida que el planeta se aproxima al Sol,
los cambios se hacen menores. Los cambios de albedo se repiten pero a la
inversa a medida que el planeta se aleja del Sol rumbo a su afelio.
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