行星大气(卷名：大气科学 海洋科学 水文科学)
planetary atmospheres
除地球外，太阳系中其他的行星，都有其独特的大气，研究它们的结构、物理状态、化学组成及其运行的一般状态，有助于探索地球大气演化。
20世纪40年代以前，仅限于用天文望远镜和雷达等在地球上观测其他行星。自1961年以来，开始用行星探测器探测其他行星而获得资料。这些探测器，有的在离行星一千多公里到一百多万公里处发回照片，有的降落舱在行星上软着陆后，向地球发回照片和资料。随着探测手段的不断发展，使行星大气的研究，有了较大的进展。
太阳系有九大行星，按离太阳由近及远的次序，它们为：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星、海王星、冥王星。在火星和木星之间，还有很多小行星。通常把在这些小行星轨道以内运行的水星、金星、地球和火星，称为内行星，而把在小行星以外运行的木星、土星、天王星、海王星和冥王星，称为外行星。水星离太阳大约只有日地距离的十分之四，获得的太阳辐射能量大，水星表面中午的温度可达700K，子夜温度约100K。水星的引力质量较小，逃逸速度也小，气体分子容易逃出水星的引力场。故水星大气极为稀薄，其气压小于2×10-9百帕。这里主要介绍金星、火星、木星和土星四个行星大气的状态。（见彩图）
金星大气 主要成分为二氧化碳，约占95％，氮约占 3.5％，此外还有少量的氩、一氧化碳、水汽、氯化氢和氟化氢等。金星的大气层比地球厚，金星表面上的气压约为地球表面气压的90倍，即约 90000百帕。30公里高空的气压约 10000百帕，50公里高空约为1000百帕，80公里高空约10百帕。金星大气自下往上可分为若干特性层:①0～31公里间为洁净大气，大气几乎不含杂质，但其中闪电雷鸣持续不停。②31～68公里为云层，因含硫化物而呈黄色。按云层质点大小分布可将其分为4层:31～48公里为稀薄霾层，48～52公里为低云层，52～58公里为中云层，58～68公里为高云层。整个云系中有硫酸滴、不同浓度的硫及高含量的气溶胶。高云层是不均匀的。中云层密度向下增大，在52公里处有极大值，在约50公里处有鲜明的底。低云层随地区、时间变化最大。在金星北极着陆的探测器，用红外线观测发现，该极区大气层有一个极洞，宽约1100公里，气流下沉，云层稀薄。金星大气中的二氧化碳，造成非常显著的温室效应，使金星表面的温度，高达750K，而且基本上不随地区、季节和昼夜而变化。金星探测器测得：北极地区的气温反而比赤道地区高10K左右。0～60公里间温度随高度下降剧烈，60公里高度处温度约为300K。60公里以上，温度下降缓慢，到68公里以上近于同温，约200K左右。
金星是太阳系中逆向自转的大行星之一（另一个为天王星），因此从金星上看太阳，是西升东落的。它的体积和质量都略小于地球。金星的自转周期为243天(地球时)。整个星球几乎终年为深厚的云雾掩盖。紫外线观测表明，金星云层有亮、暗区，常呈横倒的大Y字型，Y字的柄约与赤道平行，Y字云型运行极快，约5天就可以环行金星一周，由此推断其高空风速可高达200米/秒。但风速向下减少较快，距其表面 45公里处为50米/秒，距表面 10公里处仅约2米/秒。上述Y字型云有时会消失数周，然后又重新出现。据认为这是由于日射加热引起大范围对流所造成的。
火星大气 主要成分为二氧化碳，占95％，氮占2～3％，氩占1～2％，一氧化碳和氧共约占0.1％，此外还有极少量的臭氧和氢，水汽仅平均约占0.01％。火星大气中二氧化碳的含量随高度减少;在100公里高度处含量占50％，到140公里高度处，测得氧的含量比二氧化碳大6倍之多。火星大气密度不足地球大气的1％，火星表面的平均大气压仅为7.5百帕，相当地球上30～40公里高空的大气压。
火星比地球小得多，体积只有地球的0.15，质量只有地球的1/9，火星上也有四季变化，由于它绕太阳运行一周约687天（地球时），故每季的长度约为地球上两倍。
火星表面平均温度为240K，赤道区白天最高温度超过300K，晚上在200K以下，日变化很大；冬季极区温度低达150K。自表面向上，温度下降，在40公里高度以上，平均温度为140K，但有大幅度不规则变化。火星大气中也存在云层。在15～30公里高度有由水冰组成的云，在45公里左右的高度有由二氧化碳（干冰）组成的白色云。在北半球春、夏季时，在巨大火山的迎风侧亦有水冰云。火星表面风速一般较小，但有时也发生大风，夏季低纬度由云的移动显示出15～30公里的高空风为东风，风速约30～55米/秒;在冬季中纬度吹西风。赤道区的气流尚不能肯定。火星上最壮观的气象现象是尘暴，它经常可以发展到行星尺度，有时几乎遮蔽整个行星表面。在1971年和1973年发生的两次大尘暴期间，就掩盖着广大地区达数星期之久，使11公里高度以下的大气不透光，风速最大可达140米/秒。这种行星尺度的大尘暴多发生在火星靠近近日点的时候。尘暴的发源地常在南半球太阳直射的纬度上，几星期内就覆盖整个南半球。特别大的尘暴还能扩展到北半球，进而掩盖整个行星。
在火星的南极和北极，终年存在着白色的极冠，极冠区的范围随季节有变化。冬季，它由水冰和干冰（固体二氧化碳）所组成，范围最大；春季来临后范围逐渐缩小；夏季，极冠的范围最小，但不消失，是完全由水冰组成的永久性极冠；随着秋季的来临，极区温度逐渐下降到二氧化碳的凝固点(150K)之下，二氧化碳开始凝华，极冠范围扩大。可见，极冠范围的增减，是由温度变化导致二氧化碳的凝华和干冰的升华所造成的。
木星大气 主要成分为氢，占88.6％，氦占11.2％，其他为少量的氨、甲烷、水汽、氧、氮及硫化物等，其厚度约1000公里。
木星是太阳系九大行星中最大的一颗，其体积约为地球的1316倍，质量约为地球的319倍，由中心至71370公里，依次为由以铁硅为主的固体核、液态金属氢（其中分子离解为独立原子，形成导电流体）、液态分子氢。核温可达30000K。71370公里以上则为大气层。
木星大气中的云层分布有如下特点：最外层为氨晶体云，温度150K，约0.6个地球大气压；其下 30公里左右为氨氢硫化物晶体云，温度 200K，约1.7个地球大气压；再往下35公里存在水冰晶云层，温度约250K，约4～5个地球大气压。在该层之下，温度约达 270K以上，开始出现水滴。在最外层的氨晶体云之上，温度随高度而降低，到110K的最低值后，又开始随高度增加。用望远镜观测木星，其云层外貌呈斑马纹似的亮暗相间的横条，传统上亮条称为带，暗条称为带纹，均与赤道平行，亮带主要呈现为白色或灰黄色，而暗纹呈不同深度的红棕色。带和带纹的亮度随时间而变，亮带中可出现暗区，暗纹中也可观测到亮区。另外，在南半球还有一个大红斑，呈蛋形，宽约14000公里，长度变动在30000～40000公里之间，有三个地球那么大。木星大气的运动非常激烈，据红外探测资料分析，亮带是由上升的暖气流所形成，为高气压带（类似地球大气中的“高压”）；暗的带纹由较冷的下沉气流构成，为低气压带（类似地球大气中的“低压”）。亮带的云顶比暗纹的云顶高得多，前者的温度比后者低 15K左右。木星大气中的主要成分都是无色的，只有微量的有色物质如硫、红磷或某些有机物分子。云层中的结晶体都呈白色。木星上色彩差别的出现可能是淡色化合物在亮带顶上因太阳紫外辐射产生化学反应，生成暗色化合物，它们由于冷却下沉而聚集在暗纹里的结果。
在木星上像在地球上那样，风从高压区向低压区吹，并受类似地球上的科里奥利力（见大气中的作用力）作用而折向，由于木星上的高压区和低压区成环带状（即亮带与暗纹），在北半球，高压带区(亮带)的北侧吹西风，南侧吹东风；在低压带区（暗纹）的北侧吹东风，南侧吹西风。南半球的情况适相反。两个半球都存在很多相互交错的东西风带（见图），
在赤道两侧的广阔范围内盛行强大西风，风速可达150米/秒，在较高纬度，风速减小。木星大气中的云层，形态和颜色均不断变化，但纬向环流的风带，无论位置或强度都是很少变化的。一些具有永久性或半永久性的运动特征，甚至可持续几年、几十年到几百年。大红斑就是其中之一例。它位于南半球高压带中的一个高压中心区，是一个同地球上台风相似的巨大风暴，逆时针方向旋转，旋转一次约6天（地球时）。其内暖空气强烈上升，大红斑的云顶比周围云顶约高出几公里，气流中含有红磷化合物，可能因此呈红橙色。也有人认为，由于气流激烈上升，形成了巨大的雷暴云砧，由这种几千万平方公里范围的巨大放电现象显出了大红斑。大红斑环流同它南、北边缘环境气流相互作用，还可造成复杂的扰动流型。在大红斑的东南方，曾观测到蛋形的小白斑。在北半球还观测到一些棕色椭圆扰动，平均寿命1～2年，称为小红斑。其性质和大红斑相似。另外，还观测到云顶上空约55000公里处，围绕木星的一个稀薄物质环，其厚度不到1公里，径向范围约6000公里。木星向空间辐射的能量为它从太阳所吸收的热量的2.5倍，这表明木星内部存在热源，这热源可能是行星最初形成时由引力势能转变为热能，被液氢的大规模对流传递到表面而造成的。由此看来，木星大气运动的能源，可能是由木星自己的热能供给的。土星大气 主要成分是氢和氦，并含有氨、甲烷和其他的气体。
土星的体积约为地球的 745倍，其质量约为地球的95.18倍，其平均密度只有地球的1/8（0.70克/厘米3），在九大行星中密度最小。一般认为，土星有一个岩石核心，其外依次有很厚的冰壳、金属氢层、液态分子氢层，在此液层上空，有大气层。
土星大气的上层，常为稠密的氨晶体云所覆盖，至今人们还无法看到下面的云层，无从了解底层大气的状态。氨晶体云呈现彩色的亮带和暗纹，平行于赤道，但其色泽不像木星那样鲜艳。颜色以金黄色为主，其余为橘黄色、淡黄色等，不过极区呈现绿色，是整个土星图像中最暗的区域。利用红外线探测的结果：云顶温度为103K，表面温度约为133K。美国发射的土星探测器先驱者11号还发现土星有一个由电离氢构成的广延电离层，其高层温度约为1250K。哈佛-史密森天体物理研究中心的A.F.库克，1981年春在分析旅行者1号的探测资料后，发现在稠密的氨晶体云之上约150公里处，有一层厚约60公里的霾层，它只存在于一些孤立的区域而不连成大片。在这霾层中，没有发现任何来自下层的对流扰动的现象。旅行者1号1980年8月的探测，还发现土星的南半球有一个红斑，和木星大红斑类似。它呈椭圆形，长约10000多公里，只有木星大红斑直径的1/3。接着，该探测器在1980年11月最接近土星之前几天，进一步发现这个红斑被一条黑色的环状物所包围。初步研究认为，它是一种巨大的反气旋风暴。此外，旅行者1号还拍摄到土星云层顶部一些奇怪的明亮白斑，而在土星的北半球拍摄到另一些这类椭圆形斑块，以及浅色的、小规模的对流云图案和一条数千公里长的波线。旅行者1号的这些探测表明，土星赤道风带的风速很大，达500米/秒，约为木星赤道风带速度的3～4倍，此赤道风带的宽度也比木星大得多，范围延伸到南北纬各40°。土星上风的动能，可能达到木星的16倍。英国的G.E.亨特认为：这是由于土星上的氨云层比木星厚，温度也较低，它们凝聚时所释放的额外热量，导致更多的能量加入旋涡，加速驱动赤道上的带状风，故风速更大，风带的宽度也更大。另一种看法认为：土星有内在的能源，其辐射出的能量约为其吸收的太阳热量的4.5倍，可能促使其赤道风带有更大的风速和能量。
天王星大气、海王星大气和冥王星大气 天王星和海王星结构可能相同，都有岩核，核心温度可达2000～3000K，岩核外面为质量较大的冰层，冰层之外，有着稠密的大气，其中有很厚的云层。大气的成分主要是氢，还有甲烷和含量很少的氦和氨等。天王星和海王星的表面温度均约70K，这两个行星的云层，主要为甲烷云和氨云。冥王星的表面温度约60K，像这样的低温，如果有大气的话，只可能是氢、氦、氖等。这些行星距地球都很远，很多特征不能用望远镜观测。美国太空船旅行者 2号正在太空中飞行，预计在1986年和1989年，将先后访问天王星和海王星，料想那时，将可能获得较多的探测资料，而有助于对它们的了解。
参考书目
W.J.Kaufmann，Exploration of the solar systems，Macmillan Publ.，New York，1978.
NASA，Voyager Encounters Jupiter，California Institute of Technology， Pasadena，California，1979.
H.Volland， Handbook of Atmospherics，Vol.11，CRC Press，Boca Raton， Florida，1982.