大气层
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大气层（英语：atmosphere）亦称天体大气层或简称大气，是指受到重力影响聚拢在天体外表周围的气体混合体[1]，如果天体自身质量够大且气温够低，就能长期留住这些气体不会流失到外太空。许多气态巨行星的大气成分都与太阳星云相似（多为氢气、氦气和简单氢化物如甲烷、水蒸气和氨气），而类地行星和冰巨行星则会因为大气逃逸、地质释气、撞击事件和凝结作用而产生不同成分。许多行星会因大气层局部温度高低产生的气压差而出现各种风暴和高速气流，且都会因为散射不同光谱而展现出不同的颜色。
宇宙中最被人类熟知的是地球大气层（因此口语中时常用“大气层”做为同义词），其成分主要是单质的氮和氧（两者共占摩尔浓度近99%），其中活性较强的氧气（O2）不仅是绝大多数复杂生物新陈代谢所必需的化学物质，其同素异构体——臭氧（O3）还可以形成保护地表生物圈的遗传物质和有机物免受太阳紫外线电离辐射伤害的臭氧层。现今较为富氧（浓度约20.8%）的地球大气是古大气层经过各种拥有叶绿素的光合自营生物（蓝绿菌、质体藻类和植物）数十亿年来不断进行产氧光合作用的结果。
恒星大气层指的是恒星外围的区域，典型的范围是从不透明的光球开始向外的部份。相对来说是低温的恒星，在它们外面的大气层也许可以形成复合的分子。
压力
[编辑]气压是单位面积上受到周围气体垂直加诸于其上的力量，他取决于行星的重力和在地区上组合的空气柱的总质量。根据国际认可的标准大气压（atm）气压单位定义是101,325 帕（或是每平方公分1,013,250达因）。
大气压力因为在一个地点之上的气体质量会随著高度减少而降低，气压随高度下降的系数为数学上的e （无理数，其近似值为2.71828），称为高度标度，并以H来表示。对一个温度均匀一致的大气层，高度标度与温度成正比，并且与行星的重力加速度乘上干燥空气的分子质量成反比。像这种模式的大气层，随著高度的增加，压力成指数的下降。但是，大气层的温度是不均匀的，所以要精确的测量某一特定高度的压力是很复杂的。
逃逸
[编辑]表面重力，维系大气层的力量，在行星中是极不相同的。例如，巨大的行星木星有著非常大的重力，能够保留住在较低的重力下会逃逸的氢和氦这种轻的气体。其次，与太阳的距离确定可以用来加热大气的能量，能否加热气体使分子的热运动超出行星的逃逸速度—气体分子克服行星重力掌握所需的速度。因此，遥远和寒冷的泰坦和冥王星尽管重力相对较低，但仍能保有它们的大气层。理论上，星际行星也许也能保有厚实的大气层。
因为气体在任何的特定温度下都有大范围的分子移动速度，所以总是会有一些气体缓慢的渗漏至太空中。具有相同动能的气体，轻的气体运动的速度比重的气体快，因此分子量较低的气体流失的比那些分子量较重的气体更快。这被认为是金星和火星会失去它们的水的原因，因为当它们的水受到来自太阳的紫外线光解成为氢和氧之后，氢会逃逸而去。地球的磁场协助阻挡了会使氢加速逃逸的太阳风，然而，在过去的30亿年，地球也许经由在极区的极光活动，损失了包括氧气在内的2%大气层[2]。
其他也会造成大气损耗的机制是太阳风，包括飞溅、撞击侵蚀、天气、和隐藏—"有时是指结冰"—进入风化层和极冠。
成分
[编辑]最初的大气结构一般认为与在行星形成所在地点的太阳星云有著一样的化学成分和温度，而内部的气体随后逃逸。这些原始的大气层随著时间的过去而逐渐的演变，因行星各自不同的特性造成非常不同的结果。
金星和火星的行星大气主要的组成是二氧化碳，还有少量的氮、氩、氧和可追踪的其他气体。
地球的大气层主要由生活在其中生物产生的副产品来改造。地球大气层包含大约（以摩尔容量/体积计算）78.08%的氮和20.95%的氧，数量易变（平均为0.247%，全球大气研究中心）的水蒸气、0.93%的氩、0.038%的二氧化碳，和微踪的氢、氦以及其他的"惰性气体"（挥发气体的污染）。
低温和重力较强大的气体巨星—木星、土星、天王星、和海王星—能够轻易的保留住低分子量的气体。这些行星有以氢-氦和微踪的更复杂化合物构成的大气层。
有两颗外层行星的卫星有著不能忽视的大气层：土星的卫星泰坦和海王星的卫星崔顿，主要成分为氮。冥王星，在轨道的近日点附近，有著与崔顿相似，由氮和甲烷组成的大气层，但在远离太阳时气体的大气层会冻结。
太阳系内还有其他的天体有极端稀薄且不稳定的大气层，这些包括月球（钠气）、水星（钠气）、木卫二（氧气）、木卫一（硫）和土卫二（水蒸气）。
行星HD 209458b是第一颗被哈伯太空望远镜测量出大气层结构的系外行星。HD 209458是位于飞马座的一颗恒星，HD 209458b是轨道靠近母恒星的气体巨星，因此大气层被加热至超过1,000 K，并且稳定的逃逸入太空。氢、氧、碳和硫都在行星膨胀的大气中被侦测出来[3]。
构造
[编辑]地球
[编辑]地球的大气层从地面往上包括对流层（包括行星的边界层或最底层的大气）、平流层、中气层（散逸层）、增温层（热成层，包含电离层和外逸层），还有磁层。每一层有不同的气温，定义出温度随著高度的变化率。
3/4的大气层在对流层内，并且这一层的厚度有很大的变化，在赤道的厚度达到17公里，在极区的厚度仅有7公里。臭氧层，吸收来自太阳紫外线的能量，主要位于同温层，高度在15至35公里。卡门线的位置在增温层内，高度100公里处，通常被作为地球大气层和太空的分界线。但是外逸层的高度可以从距离地表500公里延伸至1,000公里，并在该处与行星的磁层互动。
其他
[编辑]其他已知有大气层的天体列于下表。
太阳系内
[编辑]太阳系外
[编辑]循环
[编辑]当对流成为比热辐射更有效率的运输者时，由于温度的差异造成了大气的循环。在行星的主要热源是来自太阳的辐射，在热带多馀的热会输送到更高的纬度。当行星的内部能产生相当数目的热量时，例如木星的状况，对流能经由大气层将能量由内部区域的高温传送至表面。
重要性
[编辑]经由地质学家对行星的透视，大气层是对行星演化形态学的行为实质上的代理者。风运输尘土、侵蚀地表和带离淤积和其他的微粒（风成程序）。霜和降雨，取决于它们的成分，也影响到地表。气候变化可能影响到行星的地质历史，反过来，研究地球表面也可以对行星的大气和气候的现状和过去有所了解。
参考文献
[编辑]- ^ Ontario Science Centre website. [2009-02-02]. （原始内容存档于2012-04-07）.
- ^ Seki, K.; Elphic, R. C.; Hirahara, M.; Terasawa, T.; Mukai, T. On Atmospheric Loss of Oxygen Ions from Earth Through Magnetospheric Processes. Science. 2001, 291 (5510): 1939–1941 [2007-03-07]. PMID 11239148. doi:10.1126/science.1058913. （原始内容存档于2010-03-24）.
- ^ Weaver, D.; Villard, R. Hubble Probes Layer-cake Structure of Alien World's Atmosphere. Hubble News Center. 2007-01-31 [2007-03-11]. （原始内容存档于2005-11-21）.
