ویکی‌پدیا

جو فرازمینی

مطالعهٔ جو فرازمینی (انگلیسی: Extraterrestrial atmosphere) یکی از زمینه‌های فعال پژوهشی است،[۱] هم به‌عنوان بخشی از ستاره‌شناسی و هم برای درک بهتر جو زمین.[۲] علاوه بر زمین، بسیاری از اجرام آسمانی در منظومه خورشیدی دارای جو هستند، از جمله همه سیاره‌های غول‌پیکر، مریخ، زهره و تیتان. چندین قمر و سایر اجرام نیز دارای جو هستند، همان‌طور که دنباله‌دارها و خورشید هم جو دارند. شواهدی وجود دارد که سیارات فراخورشیدی نیز می‌توانند جو داشته باشند. مقایسه این جوها با یکدیگر و با جو زمین، درک ما را از فرآیندهای جوی مانند اثر گلخانه‌ای، هواپخش، فیزیک ابرها و شیمی جو و پویایی‌شناسی افزایش می‌دهد.

اجرام اصلی در منظومه خورشیدی (مقیاس رعایت نشده است)
نمودارهای سرعت گریز در برابر دمای سطح برخی از اجرام منظومه خورشیدی که نشان می‌دهد کدام گازها باقی می‌مانند. اجرام به مقیاس کشیده شده‌اند و نقاط دادهٔ مربوط به آن‌ها در نقاط سیاه وسط قرار دارند.

در سپتامبر ۲۰۲۲، گزارش شد که ستاره‌شناسان گروه جدیدی به نام «دسته‌بندی رد پاهای فناوری جوی» (CATS) تشکیل داده‌اند تا نتایج مطالعات جو سیارات فراخورشیدی را برای یافتن رد پای زیستی و رد پای فناوری موجودات احتمالی فرازمینی فهرست کنند.[۳]

سیارات

ویرایش

سیارات داخلی

ویرایش
زمین از این فهرست مستثنی است زیرا این مقاله دربارهٔ جوهای فرازمینی است. برای اطلاعات در مورد جو زمین، به جو زمین مراجعه کنید.

عطارد

ویرایش
مقالهٔ اصلی: جو عطارد

به‌دلیل اندازه کوچک عطارد (و در نتیجه جاذبه ضعیف آن)، این سیاره جو قابل توجهی ندارد. جو بسیار نازک آن عمدتاً شامل مقدار کمی هلیوم و ردهایی از سدیم، پتاسیم و اکسیژن است. این گازها از باد خورشیدی، تجزیه رادیواکتیو، برخورد شهاب‌سنگ‌ها و تخریب پوسته عطارد منشأ می‌گیرند.[۴][۵] جو عطارد پایدار نیست و به دلیل گرمای سیاره، اتم‌های آن به‌طور مداوم به فضا فرار می‌کنند.

زهره

ویرایش
مقالهٔ اصلی: جو زهره
 
جو زهره در نور فرابنفش، تصویر از مدارگرد پایونیر زهره در سال ۱۹۷۹

جو زهره عمدتاً از دی‌اکسید کربن تشکیل شده است. این جو شامل مقادیر کمی از نیتروژن و عناصر کم‌مقدار دیگر مانند ترکیبات مبتنی بر هیدروژن، نیتروژن، گوگرد، کربن و اکسیژن است. جو زهره بسیار گرم‌تر و متراکم‌تر از جو زمین است، هرچند ضخامت کمتری دارد. گازهای گلخانه‌ای باعث گرم‌شدن جو پایین‌تر می‌شوند، اما همزمان جو بالایی را خنک می‌کنند و به ایجاد ترموسفرهای (گرماسپهرهای) متراکم‌تر منجر می‌شوند.[۶][۷] برخی تعاریف می‌گویند زهره هیچ استراتوسفری (پوشَن‌سپهری) ندارد.

تروپوسفر (وَردسپهر) از سطح آغاز شده و تا ارتفاع ۶۵ کیلومتری امتداد دارد (ارتفاعی که در زمین مزوسفر (میان‌سپهر) آغاز می‌شود). در بالای تروپوسفر، دما و فشار به سطوح مشابه زمین می‌رسد. بادهای سطحی چند متر بر ثانیه هستند و در بالای تروپوسفر به بیش از ۷۰ متر بر ثانیه می‌رسند. استراتوسفر و مزوسفر از ۶۵ تا ۹۵ کیلومتری امتداد دارند. ترموسفر و اگزوسفر (برون‌سپهر) از حدود ۹۵ کیلومتری شروع شده و در ارتفاع حدود ۲۲۰ تا ۲۵۰ کیلومتری به پایان می‌رسند.

فشار هوا در سطح زهره حدود ۹۲ برابر زمین است. مقدار زیاد دی‌اکسید کربن در جو زهره اثر گلخانه‌ای شدیدی ایجاد کرده و دمای سطح را به حدود ۴۷۰ درجه سانتی‌گراد می‌رساند که آن را به گرم‌ترین سیاره منظومه شمسی تبدیل می‌کند.

مریخ

ویرایش
مقاله‌های اصلی: جو مریخ و اقلیم مریخ

جو مریخ بسیار نازک و عمدتاً از کربن دی‌اکسید تشکیل شده است و شامل مقدار کمی نیتروژن و آرگون است. فشار جوی میانگین در مریخ ۰٫۶ تا ۰٫۹ پاسکال است، در حالی که این مقدار برای زمین حدود ۱۰۱ کیلوپاسکال است. این موضوع باعث کاهش چشمگیر ظرفیت گرمایی حجمی جو مریخ شده و در نتیجه مریخ تحت تأثیر جزر و مد حرارتی جوی قوی قرار می‌گیرد که می‌تواند فشار جو را تا ۱۰٪ تغییر دهد. جو نازک مریخ باعث تغییرات شدید دما در این سیاره می‌شود.

دمای سطح مریخ از حدود ۱۴۰- درجه سانتی‌گراد در زمستان‌های قطبی تا حداکثر ۲۰ درجه سانتی‌گراد در تابستان‌ها متغیر است.

 
جو کم‌تراکم مریخ در افق دیده می‌شود.
 
گودال‌های موجود در یخ‌های قطب جنوبی مریخ، ام‌جی‌اس ۱۹۹۹، ناسا

بر اساس مشاهدات مأموریت‌های برنامه وایکینگ و نقشه‌بردار سراسر مریخ، جو مریخ در دهه‌های اخیر سردتر و کم‌گردوغبارتر شده است.[۸] تغییرات محلی و منطقه‌ای، مانند کاهش یخ در قطب جنوب مریخ، ممکن است نشانه‌ای از تغییرات اقلیمی باشد.[۹] برخی پژوهش‌ها نشان می‌دهند که این تغییرات بیشتر محلی هستند تا سراسری.[۱۰]

کالین ویلسون پیشنهاد داده است که تغییرات مشاهده‌شده در دمای مریخ می‌تواند ناشی از بی‌نظمی‌های مداری این سیاره باشد.[۱۱] ویلیام فلدمن نیز گمانه‌زنی کرده است که گرم شدن مریخ ممکن است به این دلیل باشد که این سیاره از یک عصر یخبندان خارج می‌شود.[۱۲] برخی دیگر از دانشمندان بیان کرده‌اند که این گرم شدن ممکن است نتیجه تغییرات سپیدایی ناشی از طوفان‌های گردوغبار باشد.[۱۳][۱۴] این مطالعه پیش‌بینی کرده است که مریخ ممکن است به دلیل بازخورد مثبت به گرم شدن ادامه دهد.[۱۴]

در ۷ ژوئن ۲۰۱۸، ناسا اعلام کرد که مریخ‌نورد کنجکاوی یک تغییر فصلی چرخه‌ای در متان موجود در جو شناسایی کرده و همچنین وجود کروژن و ترکیبات پیچیده آلی دیگر را تأیید کرده است.[۱۵][۱۶][۱۷][۱۸][۱۹][۲۰][۲۱][۲۲]

سیارات غول‌پیکر

ویرایش

چهار سیاره بیرونی منظومه شمسی همگی سیاره غول‌پیکر هستند: غول‌های گازی مشتری و زحل، و غول‌های یخی اورانوس و نپتون. این سیارات شباهت‌های جوی دارند. تمامی آن‌ها دارای جوی هستند که عمدتاً از هیدروژن و هلیوم تشکیل شده و با افزایش فشار در عمق به مایع داخلی تبدیل می‌شود، به‌طوری که مرز مشخصی بین جو و بدنه سیاره وجود ندارد.

مشتری

ویرایش
مقالهٔ اصلی: جو مشتری
 
لکه قرمز کوچک در سمت چپ و لکه سرخ بزرگ در سمت راست

جو بالایی مشتری عمدتاً شامل حدود ۷۵٪ هیدروژن و ۲۴٪ هلیوم به‌صورت جرمی است و ۱٪ باقی‌مانده از سایر عناصر تشکیل شده است. فضای داخلی سیاره شامل مواد متراکم‌تر است، به‌طوری که توزیع آن به‌ترتیب ۷۱٪ هیدروژن، ۲۴٪ هلیوم و ۵٪ عناصر دیگر است. در جو این سیاره مقادیر کمی متان، بخار آب، آمونیاک و ترکیبات مبتنی بر سیلیسیم وجود دارد. همچنین، ردپایی از کربن، اتان، هیدروژن سولفید، نئون، اکسیژن، فسفین و گوگرد مشاهده شده است.

مشتری لایه‌ای از ابر به ضخامت ۵۰ کیلومتر دارد. این ابرها از کریستال‌های آمونیاک تشکیل شده‌اند و ممکن است لایه نازکی از آب زیر آن‌ها قرار داشته باشد. این ابرها در تروپوپاز (وَردایست) قرار دارند و به شکل نوارهایی در عرض‌های جغرافیایی مختلف، که به مناطق گرمسیری معروف هستند، دیده می‌شوند. این نوارها به دو دسته مناطق روشن‌تر (زون‌ها) و مناطق تیره‌تر (کمربندها) تقسیم می‌شوند. تعامل این الگوهای متضاد گردش جوی باعث ایجاد طوفان و آشفتگی می‌شود. معروف‌ترین ویژگی این لایه ابری لکه سرخ بزرگ است؛ یک واچرخند طوفان پایدار که ۲۲ درجه جنوب خط استوا قرار دارد و از کره زمین بزرگ‌تر است. در سال ۲۰۰۰، پدیده‌ای مشابه لکه سرخ بزرگ در نیمکره جنوبی مشتری مشاهده شد که به نام لکه سرخ کوچک معروف شده است.

مشاهدات نشان می‌دهند که مشتری ممکن است در دوره‌ای از تغییرات اقلیمی سیاره‌ای قرار داشته باشد.[۲۳]

زحل

ویرایش

جو خارجی زحل شامل حدود ۹۳٫۲٪ هیدروژن و ۶٫۷٪ هلیوم است. مقادیر کمی از آمونیاک، استیلن، اتان، فسفین و متان نیز شناسایی شده است. مانند مشتری، ابرهای بالایی زحل از کریستال‌های آمونیاک تشکیل شده‌اند، در حالی که به‌نظر می‌رسد ابرهای لایه پایینی از آمونیوم هیدروسولفید (NH4SH) یا آب تشکیل شده باشند.

جو زحل در برخی ویژگی‌ها با مشتری شباهت دارد. الگوی نواری مشابهی را نشان می‌دهد و گاه‌گاهی طوفان‌های طولانی‌مدت به شکل بیضی در آن دیده می‌شود. پدیده‌ای مشابه لکه سرخ بزرگ مشتری به نام لکه سفید بزرگ در زحل وجود دارد که یک پدیده کوتاه‌مدت است و با دوره تناوب تقریباً ۳۰ ساله تشکیل می‌شود. آخرین بار این پدیده در سال ۱۹۹۰ مشاهده شد. با این حال، طوفان‌ها و الگوی نواری در زحل کمتر فعال و قابل مشاهده‌اند، زیرا مه‌آلودگی ناشی از آمونیاک در تروپوسفر زحل این الگوها را پوشانده است.

زحل دارای چند ویژگی جوی منحصربه‌فرد است. بادهای این سیاره از سریع‌ترین بادها در منظومه خورشیدی هستند و داده‌های وویجر سرعت‌های شرقی تا ۵۰۰ متر بر ثانیه را نشان می‌دهند. همچنین زحل تنها سیاره‌ای است که یک گردباد قطبی گرم دارد و تنها سیاره‌ای غیر از زمین است که چشم طوفان در ساختارهای چرخند گرمسیری در آن مشاهده شده است.

اورانوس

ویرایش
مقاله‌های اصلی: جو اورانوس و اقلیم اورانوس

جو اورانوس عمدتاً از گاز و یخ‌های مختلف تشکیل شده است. ترکیب آن شامل ۸۳٪ هیدروژن، ۱۵٪ هلیوم، ۲٪ متان و مقادیر کمی استیلن است. مانند مشتری و زحل، اورانوس نیز دارای لایه ابری نواری است، هرچند این نوارها بدون تقویت تصاویر بصری به‌خوبی دیده نمی‌شوند. بر خلاف سیارات غول‌پیکر بزرگ‌تر، دمای پایین لایه ابری بالایی اورانوس که تا ۵۰ کلوین کاهش می‌یابد، باعث شکل‌گیری ابرها از متان به‌جای آمونیاک می‌شود.

فعالیت طوفانی کمتری نسبت به مشتری و زحل در جو اورانوس مشاهده شده است، زیرا مه‌های متان و استیلن بر فراز جو آن باعث می‌شوند این سیاره به شکل یک کره آبی کمرنگ و یکنواخت دیده شود. تصاویری که در سال ۱۹۹۷ توسط تلسکوپ فضایی هابل گرفته شد، فعالیت طوفانی در بخشی از جو را نشان داد که از زمستان ۲۵ ساله اورانوس بیرون آمده بود. فقدان کلی فعالیت طوفانی ممکن است به دلیل نبود سازوکار تولید انرژی داخلی در اورانوس باشد که ویژگی‌ای منحصربه‌فرد در میان سیارات غول‌پیکر است.[۲۴]

نپتون

ویرایش
 
لکه سیاه بزرگ (بالا)، نپتون (ابر سفید میانی)، و لکه سیاه کوچک/لکه تاریک ۲ (پایین)

جو نپتون شباهت زیادی به اورانوس دارد. ترکیب آن شامل ۸۰٪ هیدروژن، ۱۹٪ هلیوم و ۱٫۵٪ متان است. با این حال، فعالیت‌های جوی در نپتون بسیار پویاتر بوده و جو آن آبی‌تر از اورانوس است. لایه‌های بالایی جو به دمای حدود ۵۵ کلوین می‌رسند و باعث شکل‌گیری ابرهای متانی در تروپوسفر می‌شوند که رنگ آبی پررنگ به سیاره می‌بخشند. دما در لایه‌های داخلی جو به‌تدریج افزایش می‌یابد.

نپتون دارای سامانه‌های آب‌وهوایی بسیار پویایی است که شامل سریع‌ترین بادها در منظومه شمسی می‌شوند. این بادها احتمالاً از جریان گرمای داخلی تغذیه می‌شوند. بادهای معمولی در مناطق نواری استوایی می‌توانند سرعتی در حدود ۳۵۰ متر بر ثانیه داشته باشند، درحالی‌که طوفان‌ها می‌توانند سرعتی تا حدود ۹۰۰ متر بر ثانیه در جو نپتون داشته باشند. چندین سامانه طوفانی بزرگ در نپتون شناسایی شده است، از جمله لکه سیاه بزرگ، یک طوفان چرخندی به اندازه اوراسیا؛ اسکوتر، یک گروه ابر سفید در جنوب لکه سیاه بزرگ؛ و لکه تاریک ۲/چشم جادوگر، یک طوفان چرخندی جنوبی.

نپتون، دورترین سیاره از زمین، از سال ۱۹۸۰ روشنایی بیشتری یافته است. این روشنایی با دمای استراتوسفر ارتباط آماری دارد. هامل و لاک‌وود پیشنهاد می‌دهند که این تغییر روشنایی شامل یک مؤلفه تغییرات خورشیدی و یک مؤلفه فصلی است، هرچند همبستگی آماری معنی‌داری با چرخه خورشیدی یافت نشده است. این مسئله با مشاهدات روشنایی در سال‌های آینده روشن‌تر خواهد شد.[۲۵]

سایر اجرام منظومه خورشیدی

ویرایش

اقمار طبیعی

ویرایش

مشخص شده است که ده مورد از اقمار طبیعی متعدد منظومه شمسی دارای جو هستند: اروپا، آیو، کالیستو، انسلادوس، گانیمد، تیتان، رئا، دیونه، تریتون و ماه زمین. گانیمد و اروپا هر دو دارای جو بسیار رقیقی از اکسیژن هستند که تصور می‌شود از شکافت تابشی یخ آب موجود در سطح این اقمار به هیدروژن و اکسیژن به وجود می‌آید. آیو دارای جوی بسیار نازک است که عمدتاً از دی‌اکسید گوگرد (SO
2) تشکیل شده و این ترکیبات ناشی از فعالیت‌های آتشفشانی و تصعید ناشی از نور خورشید از رسوبات دی‌اکسید گوگرد سطحی است. جو انسلادوس نیز بسیار نازک و متغیر است و عمدتاً شامل بخار آب، نیتروژن، متان و دی‌اکسید کربن است که از طریق آتشفشانی یخی از داخل قمر به بیرون رانده می‌شود. جو بسیار نازک دی‌اکسید کربن در کالیستو تصور می‌شود که با تصعید از رسوبات سطحی تأمین می‌شود.

ماه

ویرایش
مقالهٔ اصلی: جو ماه

تیتان

ویرایش
مقالهٔ اصلی: جو تیتان
 
تصویر رنگ واقعی از لایه‌های مه در جو تیتان.

تیتان دارای متراکم‌ترین جو در میان اقمار طبیعی است. جو تیتان در واقع متراکم‌تر از جو زمین است و فشار سطحی آن برابر با ۱۴۷ کیلوپاسکال است، یعنی یک و نیم برابر فشار جو زمین. جو این قمر ۹۴٫۲٪ نیتروژن، ۵٫۶۵٪ متان و ۰٫۰۹۹٪ هیدروژن است،[۲۶] و ۱٫۶٪ باقی‌مانده شامل سایر گازها مانند هیدروکربن‌ها (از جمله اتان، دی‌استیلن، متیل‌استیلن، سیانواستیلن، استیلن، پروپان)، آرگون، دی‌اکسید کربن، کربن مونوکسید، سیانوژن، هیدروژن سیانید و هلیوم است. تصور می‌شود که هیدروکربن‌ها در جو بالایی تیتان و در واکنش‌هایی که از تجزیه متان توسط نور فرابنفش خورشید ناشی می‌شود، شکل می‌گیرند و موجب ایجاد مه غلیظ نارنجی‌رنگ می‌شوند. تیتان فاقد میدان مغناطیسی است و گاهی خارج از مغناط‌سپهر زحل حرکت می‌کند و مستقیماً در معرض باد خورشیدی قرار می‌گیرد. این باد ممکن است برخی از مولکول‌های لایه بالایی جو را یونیزه کرده و آن‌ها را با خود ببرد.

جو تیتان دارای لایه‌ای از ابرهای غیرشفاف است که ویژگی‌های سطحی تیتان را در طول‌موج‌های مرئی پنهان می‌کند. مه‌ای که در تصویر مجاور دیده می‌شود، به اثر ضدگلخانه‌ای قمر کمک می‌کند و با بازتاب نور خورشید، دما را کاهش می‌دهد. جو غلیظ این قمر بیشتر نور مرئی خورشید و دیگر منابع را از رسیدن به سطح تیتان مسدود می‌کند.

تریتون

ویرایش
مقالهٔ اصلی: جو تریتون

تریتون، بزرگ‌ترین قمر نپتون، دارای جوی رقیق از نیتروژن با مقادیر کمی متان است. فشار جو تریتون حدود ۱ پاسکال است. دمای سطح آن حداقل ۳۵٫۶ کلوین است و جو نیتروژنی آن در تعادل با یخ نیتروژن موجود در سطح تریتون قرار دارد.

از سال ۱۹۸۹ تا ۱۹۹۸، دمای مطلق تریتون ۵٪ افزایش داشته است.[۲۷][۲۸] این افزایش دما معادل حدود ۱۱ درجه سانتی‌گراد (۲۰ درجه فارنهایت) در زمین طی نه سال است. جیمز ال. الیوت که این گزارش را منتشر کرده، می‌گوید: «حداقل از سال ۱۹۸۹، تریتون دوره‌ای از گرمایش جهانی را تجربه کرده است. از نظر درصدی، این افزایش بسیار بزرگ است.»[۲۷]

تریتون در حال نزدیک شدن به یک فصل تابستانی غیرمعمول گرم است که تنها هر چند صد سال یک‌بار اتفاق می‌افتد. الیوت و همکارانش معتقدند که روند گرمایش تریتون می‌تواند ناشی از تغییرات فصلی در جذب انرژی خورشیدی توسط یخچال‌های قطبی آن باشد. یک فرضیه برای این گرمایش تغییر الگوی یخزدگی روی سطح است. دیگری تغییر در سپیدایی یخ‌ها است که اجازه می‌دهد گرمای بیشتری از خورشید جذب شود.[۲۹] بانی جی. بوراتی و همکارانش استدلال می‌کنند که تغییرات دما نتیجه رسوب مواد تیره و قرمز از فرآیندهای زمین‌شناختی در سطح ماه، مانند فوران‌های بزرگ، است. به‌دلیل سپیدایی باند بسیار بالای تریتون در منظومه خورشیدی، این قمر به تغییرات کوچک در سپیدایی طیفی حساس است.[۳۰]

پلوتون

ویرایش
مقالهٔ اصلی: جو پلوتون

پلوتون دارای جوی بسیار رقیق است که از نیتروژن، متان و کربن منوکسید تشکیل شده و این گازها از یخ‌های سطح آن مشتق می‌شوند.[۳۱] دو مدل[۳۲][۳۳] نشان می‌دهند که جو پلوتون هنگام دور شدن از خورشید روی مدار بیضی خود کاملاً یخ نمی‌زند و فرو نمی‌ریزد. با این حال، برخی مدل‌های دیگر عکس این موضوع را نشان می‌دهند.

پلوتون ۲۴۸ سال برای یک مدار کامل نیاز دارد و کمتر از یک‌سوم این زمان مورد مشاهده قرار گرفته است. فاصله متوسط پلوتون از خورشید ۳۹ واحد نجومی است، بنابراین داده‌های عمیق از این سیاره کوتوله محدود و جمع‌آوری آن دشوار است. زمانی که پلوتون از مقابل یک ستاره عبور می‌کند (اختفا)، مشاهده‌گران بررسی می‌کنند که نور با چه سرعتی کاهش می‌یابد. از این داده‌ها، چگالی جو و دما تخمین زده می‌شود.

رخدادی مشابه در سال ۱۹۸۸ مشاهده شد. مشاهدات اختفای دوم در ۲۰ اوت ۲۰۰۲ نشان می‌دهد که فشار جوی پلوتون سه برابر شده است، که نشان‌دهنده افزایش دما در حدود ۲ درجه سانتی‌گراد (۳٫۶ درجه فارنهایت) است.[۳۴]

کوتوله‌های قهوه‌ای

ویرایش
مقالهٔ اصلی: کوتوله قهوه‌ای
 
مدل‌های ابر برای کوتوله‌های قهوه‌ای گونهٔ «تی» اولیه مانند اس‌آی‌ام‌پی جی۰۱۳۶۵۶٫۵+۰۹۳۳۴۷ و ۲مس جی۲۱۳۹+۰۲ (دو تصویر چپ) و کوتوله قهوه‌ای گونهٔ «تی» پیشرفته ۲ام۰۰۵۰–۳۳۲۲.

کوتوله‌های قهوه‌ای دارای جوی هستند که طیفی از نوع ام متأخر، به ال، تی و در نهایت به کوتولهٔ وای (Y) با کاهش دما تولید می‌کنند. جو آن‌ها غنی از هیدروژن است و یک کوتوله قهوه‌ای ۷۰٪ از نظر جرم شامل هیدروژن می‌باشد.[۳۵]

ترکیبات شیمیایی مختلفی در جو کوتوله‌های قهوه‌ای وجود دارند که اهمیت آن‌ها در شکل‌گیری طیف با دما تغییر می‌کند. به‌عنوان‌مثال، متان و بخار آب در کوتوله‌های قهوه‌ای سردتر برجسته‌تر می‌شوند.[۳۶]

خواص فیزیکی می‌تواند به‌طور قابل‌توجهی جو کوتوله‌های قهوه‌ای را تحت تأثیر قرار دهد. گرانش سطحی پایین در کوتوله‌های قهوه‌ای کم‌جرم یا اجرام با جرم سیاره‌ای می‌تواند بر جو تأثیرگذار باشد.[۳۷]

چندین مدل برای ابرها در جو کوتوله‌های قهوه‌ای وجود دارد. نزدیک به انتقال L/T، این ابرها می‌توانند از آهن با ضخامت متغیر تشکیل شوند یا شامل لایه ابری سیلیکات با ضخامت متفاوت در بالای لایه ضخیم ابری آهن باشند.[۳۸]

کوتوله‌های قهوه‌ای از نوع تی متأخر تا وای اولیه دارای ابرهایی از جنس کروم، پتاسیم کلرید و چندین سولفید هستند. در کوتوله‌های «وای» با پایین‌ترین دما، ممکن است ابرهای تشکیل‌شده از آمونیوم دی‌هیدروژن فسفات نیز وجود داشته باشند.[۳۹]

کوتوله‌های قهوه‌ای آزاد سریع‌تر از مشتری می‌چرخند و مطالعات نشان داده‌اند که در آن‌ها بادهای ناحیه‌ای (زونال) وجود دارند. برای نمونه، کوتوله قهوه‌ای ۲ مس جی۱۰۴۷+۲۱ دارای دوره چرخشی ۱٫۷۷ ± ۰٫۰۴ ساعت است و بادهای قوی با سرعت ۶۵۰±۳۱۰ متر بر ثانیه که به سمت شرق جریان دارند در جو آن مشاهده شده‌اند.[۴۰]

سیاره‌های فراخورشیدی

ویرایش
 
تصویر تلسکوپی از دنباله‌دار ۱۷پی هولمز در سال ۲۰۰۷

چندین سیاره خارج از منظومه شمسی (سیاره فراخورشیدی) دارای جو شناسایی شده‌اند. در حال حاضر، بیشتر تشخیص‌های جو مربوط به سیاره‌های مشتری‌مانند یا نپتون‌مانند داغ است که در مدارهای بسیار نزدیک به ستاره خود قرار دارند و بنابراین جوی گرم و گسترده دارند. مشاهدات جو سیاره‌های فراخورشیدی به دو نوع تقسیم می‌شود: نخست، عکس‌برداری انتقالی یا طیف‌سنجی نجومی که نور عبوری از جو سیاره را هنگام عبور آن از مقابل ستاره شناسایی می‌کند. دوم، انتشار مستقیم از جو سیاره ممکن است با تفاوت‌گیری نور ستاره به‌اضافه سیاره در بیشتر مدار با نور فقط ستاره در هنگام اختفای ثانویه (زمانی که سیاره فراخورشیدی پشت ستاره قرار می‌گیرد) شناسایی شود.

اولین مشاهده جو سیاره فراخورشیدی در سال ۲۰۰۱ انجام شد.[۴۱] در این مشاهده، سدیم در جو سیاره اچ‌دی ۲۰۹۳۴۸ بی در طی مجموعه‌ای از چهار عبور سیاره از مقابل ستاره کشف شد. مشاهدات بعدی با تلسکوپ فضایی هابل نشان دادند که یک پوشش عظیم بیضی‌گون شامل هیدروژن، کربن و اکسیژن در اطراف این سیاره وجود دارد. دمای این پوشش به ۱۰٬۰۰۰ کلوین می‌رسد و تخمین زده می‌شود که سیاره هر ثانیه بین (۱–۵)×۱۰۸ kg هیدروژن از دست می‌دهد. این نوع از دست دادن جو ممکن است در همه سیاره‌هایی که نزدیک‌تر از ۰٫۱ واحد نجومی به ستاره‌های شبیه به خورشید خود مدار می‌زنند، رایج باشد.[۴۲]

سدیم و بخار آب نیز در جو سیاره اچ‌دی ۱۸۹۷۳۳ بی مشاهده شده است، که یک سیاره غول گازی داغ دیگر است.[۴۳]

در اکتبر ۲۰۱۳، وجود ابر در اتمسفر سیاره کپلر-۷بی اعلام شد،[۴۴] و در دسامبر ۲۰۱۳، همچنین در جوهای گلیز بی ۴۳۶ و جی‌جی ۱۲۱۴ بی نیز ابرها شناسایی شدند.[۴۵]

در مه ۲۰۱۷، درخشش‌هایی از زمین که از یک ماهواره در فاصله یک میلیون کیلومتری دیده می‌شد، به‌عنوان بازتاب بلورهای یخ در جو زمین شناسایی شد.[۴۶] این فناوری ممکن است برای مطالعه جوهای سیاره‌های دوردست، از جمله سیاره‌های فراخورشیدی، مفید باشد.

ترکیب جو

ویرایش
 
سیاره‌های ستارگان کوتوله سرخ ممکن است دچار از دست رفتن اکسیژن باشند

در سال ۲۰۰۱، وجود سدیم در جو سیاره اچ‌دی ۲۰۹۳۴۸ بی شناسایی شد.[۴۱]

در سال ۲۰۰۸، آب، کربن منوکسید، کربن دی‌اکسید[۴۷] و متان در جو اچ‌دی ۱۸۹۷۳۳ بی شناسایی شدند.[۴۸]

در سال ۲۰۱۳، آب در جوهای اچ‌دی ۲۰۹۳۴۸ بی، XO-1b، واسپ-۱۲بی، واسپ-۱۷بی، و واسپ-۱۹بی شناسایی شد.[۴۹][۵۰][۵۱]

در ژوئیه ۲۰۱۴، ناسا کشف سه سیاره فراخورشیدی بسیار خشک (اچ‌دی ۱۸۹۷۳۳ بی، اچ‌دی ۲۰۹۳۴۸ بی، واسپ-۱۲بی) را اعلام کرد که در مدار ستاره‌هایی شبیه به خورشید قرار دارند.[۵۲]

در سپتامبر ۲۰۱۴، ناسا گزارش کرد که HAT-P-11b اولین سیاره نپتونی شناخته‌شده با جوی نسبتاً بدون ابر است. همچنین، این نخستین باری بود که مولکول‌هایی مانند بخار آب در چنین سیاره فراخورشیدی کوچکی شناسایی شدند.[۵۳]

تشخیص اکسیژن مولکولی ممکن است با استفاده از تلسکوپ‌های زمینی انجام شود،[۵۴] اما ممکن است حضور اکسیژن به‌عنوان یک رد پای زیستی مطمئن نباشد، زیرا علاوه بر فرآیندهای زیستی، می‌تواند در اثر فرآیندهای زمین‌شیمیایی تولید شود.[۵۵]

در فوریه ۲۰۱۶ اعلام شد که ناسا با استفاده از تلسکوپ فضایی هابل موفق به شناسایی هیدروژن، هلیوم (و احتمال وجود هیدروژن سیانید) در جو ۵۵ خرچنگ ای شده است، اما هیچ بخار آبی یافت نشد. این نخستین بار بود که جو یک ابرزمین به‌طور موفقیت‌آمیز تحلیل شد.[۵۶]

در سپتامبر ۲۰۱۹، دو مطالعه مستقل بر اساس داده‌های تلسکوپ فضایی هابل نشان داد که مقادیر قابل توجهی آب در جو سیاره فراخورشیدی کی ۲ - ۱۸ بی وجود دارد. این نخستین کشف از این نوع برای سیاره‌ای در منطقه قابل سکونت یک ستاره بود.[۵۷][۵۸][۵۹]

در ۲۴ اوت ۲۰۲۲، ناسا اعلام کرد که تلسکوپ فضایی جیمز وب وجود کربن دی‌اکسید را در جو واسپ-۳۹بی شناسایی کرده است.[۶۰][۶۱]

مشکل متان گمشده

ویرایش

انتظار می‌رود که در دمای کمتر از ۱۰۰۰ کلوین، منوکسید کربن جای خود را به متان به‌عنوان مولکول غالب حاوی کربن در جو سیاره‌های فراخورشیدی بدهد. با این حال، در حالی که متان در اجرام منظومه خورشیدی، سیاره‌های فراخورشیدی جوان و کوتوله‌های قهوه‌ای دیده می‌شود، به‌ندرت در سیاره‌های فراخورشیدی عبوری مشاهده شده است. این مسئله به‌عنوان «مشکل متان گمشده» شناخته شده است.

مطالعاتی برای توضیح این مسئله، کاهش غلظت متان را مطرح کرده‌اند. یکی از دقیق‌ترین شناسایی‌های متان در جو مشتری گرم (با دمای ۸۲۵ کلوین) واسپ-۸۰بی انجام شده است. این یافته با مدل‌هایی که نیازی به کاهش شدید متان ندارند، مطابقت دارد. با این حال، عدم شناسایی متان در اچ‌دی ۲۰۹۳۴۸ بی نشان داد که مشکل متان گمشده برای همه سیاره‌های فراخورشیدی قابل حل نیست و نیازمند توضیحی برای این کمبود است. اغلب توضیحات شامل فلزینگی بالا و نسبت کربن به اکسیژن پایین است.[۶۲][۶۳]

مشکل مشابهی در شناسایی آمونیاک نیز وجود دارد.[۶۴] متان و آمونیاک در کوتوله‌های قهوه‌ای آزاد از گرانش (مانند وایز ۰۳۵۹−۵۴۰۱) که دمای مؤثری کمتر از ۴۰۰ کلوین دارند شناسایی شده‌اند. اما آمونیاک به‌ندرت در سیاره‌های فراخورشیدی عبوری مشاهده می‌شود. برای مثال، سیاره فراخورشیدی کی ۲ - ۱۸ بی (~۳۰۰ کی) کمبود متان و آمونیاک را نشان داد.[۶۵] مشاهدات جدید با استفاده از حسگر هدایت دقیق و تصویربردار فروسرخ نزدیک و طیف‌نگار بدون‌شکاف و طیف‌نگار فروسرخ نزدیک توانستند مشکل متان برای کِی۲–۱۸بی را حل کنند. این مشاهدات جذب قوی متان را نشان دادند، اما هیچ آمونیاکی در این سیاره شناسایی نشد.[۶۶] تیم پژوهشی دلیل نبود آمونیاک را جذب آن توسط یک اقیانوس دانستند که گازهای خاصی را جذب می‌کند. اما برخی پژوهشگران دربارهٔ این فرضیه محتاط‌تر هستند.[۶۷] یکی از مشکلات این است که جذب آمونیاک و متان در فروسرخ نزدیک هم‌پوشانی دارند، و جذب آمونیاک ممکن است به‌اشتباه به‌عنوان متان تفسیر شود. شناسایی آمونیاک در فروسرخ میانی بسیار واضح‌تر است، مانند شناسایی در وایز ۰۳۵۹ −۵۴۰۱ با استفاده از ابزار فروسرخ میانی.

مشکل دیگری نیز برای فسفین (PH3) وجود دارد. این مولکول که یک جذب‌کننده قوی در مشتری است، در کوتوله‌های قهوه‌ای سرد آزاد از گرانش (مانند وایز (WISE) ۰۸۵۵−۰۷۱۴، وایز ۱۳۵۹−۵۴۰۱، وایز ۱۸۲۸+۲۶۵۰ و ۲مس ۰۴۱۵–۰۹۳۵) مشاهده نمی‌شود. یکی از توضیحات این است که رفتار فسفر در جو کوتوله‌های قهوه‌ای و سیاره‌های فراخورشیدی غول‌پیکر به‌خوبی شناخته نشده است.[۶۸]

گردش جوی

ویرایش

گردش جوی در سیاره‌هایی که با سرعت کمتری می‌چرخند یا جوی ضخیم‌تر دارند، اجازه می‌دهد گرمای بیشتری به قطب‌ها منتقل شود که باعث کاهش اختلاف دما بین قطب‌ها و استوا می‌شود.[۶۹]

بادها

ویرایش

بادهایی با سرعت بیش از ۲ کیلومتر بر ثانیه—که هفت برابر سرعت صوت یا ۲۰ برابر سریع‌تر از سریع‌ترین بادهای شناخته‌شده در زمین است—در اطراف سیاره اچ‌دی ۱۸۹۷۳۳ بی شناسایی شده‌اند.[۷۰][۷۱]

ابرها

ویرایش

ترکیب شیمیایی ابرها در غول‌های گازی به دما بستگی دارد. با کاهش دما، لایه ابر «فرومی‌رود.» به این ترتیب، یک سیاره فراخورشیدی ممکن است لایه ابری در فشار بالاتر (ارتفاع پایین‌تر) نسبت به یک سیاره فراخورشیدی گرم‌تر داشته باشد.[۳۸][۳۹] ابرهای با ارتفاع زیاد اغلب نور بازتاب‌شده از لایه‌های عمیق‌تر جو را مسدود می‌کنند و بر طیف‌بینی جذبی تأثیر می‌گذارند. ویژگی‌های جذبی ضعیف‌تر از حد نرمال، روش اصلی برای شناسایی وجود ابرها از طریق طیف‌بینی جذبی است.[۷۲]

در برخی موارد، جذب ابرها مستقیماً مشاهده می‌شود، مانند ابرهای کوارتزی در دبلیوای‌اس‌پی-۱۷بی با استفاده از تلسکوپ فضایی جیمز وب.[۷۳]

در دماهای بالاتر (رده V یا بالای ۹۰۰ کلوین[۳۹])، ترکیب غالب ابرها شامل لایه ضخیمی از ابرهای آهن است که در بالای آن ابرهایی از کانی‌های سیلیکات (مانند کوارتز، کرندوم، فورستریت و/یا انستاتیت) قرار دارند. این لایه بالایی می‌تواند به صورت لکه‌دار باشد و ۷۰–۹۰٪ سیاره را پوشش دهد.[۳۸][۷۴]

در دماهای پایین‌تر (رده III-IV یا ۴۰۰–۱۳۰۰ کلوین)، ابرهای آهن و سیلیکات به عمق جو فرومی‌روند و ابرهای نازکی از کروم، پتاسیم کلرید و به‌ویژه سولفیدها (سولفید منگنز (II), سدیم سولفید و روی سولفید) نقش مهم‌تری پیدا می‌کنند.

در دماهای پایین‌تر (رده II، کمتر از ۴۰۰ کلوین)، ابرهایی شامل آمونیوم دی‌هیدروژن فسفات احتمالاً وجود دارند. بااین‌حال، لایه‌های پایینی ابرهای سولفیدها و پتاسیم کلرید نیز باید در این دما وجود داشته باشند.[۳۹]

جوهایی مشابه مشتری و زحل (رده I، کمتر از ۱۵۰ کلوین) با ابرهای آمونیاک غالب هستند، اما لایه‌های پایینی شامل ابرهای آب ممکن است وجود داشته باشند.[۷۵]

نوع جدیدی از سیارات فراخورشیدی به نام مشتری داغ که دمایی بالاتر از ۲٬۰۰۰ کلوین دارند، دارای یک سمت روز بدون ابر هستند.[۷۶] مولکول‌ها اغلب به اتم‌ها یا یون‌ها تفکیک می‌شوند و خطوط اتمی متنوعی در طیف انتقالی این سیارات شناسایی شده‌اند.[۷۷]

در سمت شب، دما می‌تواند تا ۲٬۵۰۰ کلوین کمتر از سمت روز باشد. در واسپ-۱۸بی این افت دما باعث تشکیل ابرها در سایه‌مرز می‌شود. در خط استوا و سایه‌مرز که ابرها در واسپ-۱۸بی (در غرب مشاهده‌شده از سمت روز) شکل می‌گیرند، بالای ابر از لایه‌های نازکی از تیتانیوم دی‌اکسید، کرندوم (اکسید آلومینیوم)، پروسکایت (تیتانات کلسیم) و آهن تشکیل شده است. بیشتر بخش عمودی ابر شامل فورستریت، کوارتز و مواد دیگر است. لایه‌های پایینی تغییرات ترکیبی دارند و ذرات بزرگ‌تری، با اندازه حدود ۶۰ میکرومتر، دارند.[۷۶]

بارش

ویرایش

بارش به‌صورت مایع (باران) یا جامد (برف) بسته به دما، فشار، ترکیب جوی و فرازا متفاوت است. جوهای داغ ممکن است بارانی از جنس آهن،[۷۸] شیشه مذاب،[۷۹] و مواد معدنی مانند انستاتیت، کرندوم، لعل و ولاستونیت داشته باشند.[۸۰] در اعماق جوهای غول‌های گازی ممکن است بارانی از جنس الماس[۸۱] و هلیوم با نئون حل‌شده وجود داشته باشد.[۸۲]

اکسیژن غیرزیستی

ویرایش

فرآیندهای زمین‌شناختی و جوی می‌توانند اکسیژن آزاد تولید کنند، بنابراین شناسایی اکسیژن به تنهایی نشانه‌ای قطعی از وجود حیات نیست.[۸۳]

فرآیندهای زیستی منجر به ترکیبات شیمیایی‌ای می‌شوند که در تعادل شیمیایی نیستند، اما فرآیندهای غیرزیستی که باعث برهم خوردن تعادل می‌شوند نیز باید در نظر گرفته شوند. قوی‌ترین رد پای زیستی جوی معمولاً مولکول اکسیژن (O
2) و محصول فتوشیمیایی آن ازون (O
3) در نظر گرفته می‌شود. نورکافت آب (H
2O) توسط فرابنفش، به دنبال آن گریز هیدرودینامیکی هیدروژن، می‌تواند منجر به انباشت اکسیژن در سیارات نزدیک به ستاره‌ای شود که اثر گریز گلخانه‌ای را تجربه می‌کنند. برای سیارات در کمربند حیات، تصور می‌شد که نورکافت آب به‌طور قابل توجهی توسط سردتله‌ای بخار آب در جو پایینی محدود شود. بااین‌حال، میزان سردتله‌ای آب بستگی زیادی به مقدار گازهای غیرمیعان مانند نیتروژن (N2) و آرگون دارد.

در غیاب این گازها، احتمال انباشت اکسیژن به روش‌های پیچیده‌ای به تاریخچه تجمع سیاره، شیمی داخلی، دینامیک جوی و حالت مداری آن بستگی دارد؛ بنابراین، اکسیژن به تنهایی نمی‌تواند به‌عنوان یک رد پای زیستی قطعی در نظر گرفته شود.[۸۴] نسبت نیتروژن و آرگون به اکسیژن را می‌توان از طریق مطالعه فروسرخ منحنی‌های فازی[۸۵] یا با استفاده از روش‌های یافتن سیاره‌های فراخورشیدی و اندازه‌گیری طیف‌نگاری انتقالی پراکنش ریلی در یک جو بدون هواپخش شناسایی کرد.[۸۶]

حیات

ویرایش
مقاله‌های اصلی: زیست‌پذیری سیاره‌ای و رد پای زیستی

متان

ویرایش

شناسایی متان در اجرام نجومی از نظر علمی و فناوری مورد توجه است، زیرا می‌تواند نشانه‌ای از حیات فرازمینی (رد پای زیستی) باشد،[۸۷][۸۸] ممکن است مواد آلی لازم برای شکل‌گیری حیات را فراهم کند،[۸۷][۸۹][۹۰] و همچنین به‌عنوان سوخت یا نیروی محرکه موشک در مأموریت‌های آینده در منظومه شمسی استفاده شود.[۹۱][۹۲]

در ژانویه ۲۰۰۹، دانشمندان ناسا اعلام کردند که سیاره مریخ به‌طور متناوب مقادیر متان را در مناطق خاصی از جو خود آزاد می‌کند. این یافته باعث شد برخی گمان کنند که این ممکن است نشانه‌ای از فعالیت زیستی زیر سطح باشد.[۱۰۰]

کنجکاوی که در اوت ۲۰۱۲ بر روی مریخ فرود آمد، توانایی تمایز بین ایزوتوپ‌لوگ‌های مختلف متان را دارد.[۱۰۱] با این حال، حتی اگر این مأموریت مشخص کند که زندگی میکروسکوپی مریخی منبع متان است، احتمالاً این زندگی در عمق زیر سطح وجود دارد که خارج از دسترس این مریخ‌نورد است.[۱۰۲]

اولین اندازه‌گیری‌ها با استفاده از تجزیه و تحلیل نمونه‌ها در مریخ نشان داد که در محل فرود کمتر از ۵ ppb متان وجود دارد.[۱۰۳][۱۰۴]

در ۱۶ دسامبر ۲۰۱۴، ناسا گزارش داد که مریخ‌نورد کنجکاوی افزایش ناگهانی ده برابری در میزان متان در جو مریخ شناسایی کرده است که احتمالاً محلی بوده است. اندازه‌گیری‌های انجام‌شده طی «ده‌ها بار در مدت ۲۰ ماه» افزایش‌هایی را در اواخر ۲۰۱۳ و اوایل ۲۰۱۴ نشان داد که به‌طور میانگین «۷ قسمت در میلیارد متان در جو» بوده است. قبل و بعد از آن، قرائت‌ها به‌طور میانگین حدود یک‌دهم این سطح بوده‌اند.[۱۰۵][۱۰۶]

این افزایش‌های ناگهانی در غلظت متان نشان می‌دهد که مریخ به‌طور دوره‌ای متان تولید یا آزاد می‌کند، اما منبع آن ناشناخته است.[۱۰۷]

مدارگرد ردیاب گاز اگزومارس از آوریل ۲۰۱۸ اندازه‌گیری‌هایی از متان و محصولات تجزیه آن مانند فرمالدهید و متانول انجام داده است.

  • مشتری – جو مشتری حاوی ۳۰۰۰ ± ۱۰۰۰ ppm متان است.[۱۰۸]
  • زحل – جو زحل حاوی ۴۵۰۰ ± ۲۰۰۰ ppm متان است.[۱۰۹]
    • انسلادوس – جو انسلادوس شامل ۱٫۷٪ متان است.[۱۱۰]
    • تیتان – جو تیتان شامل ۱٫۶٪ متان است و هزاران دریاچه متان در سطح آن شناسایی شده است.[۱۱۱]

در ژانویه ۲۰۰۹، دانشمندان ناسا اعلام کردند که سیاره مریخ به‌طور متناوب مقادیر متان را در مناطق خاصی از جو خود آزاد می‌کند. این یافته باعث شد برخی گمان کنند که این ممکن است نشانه‌ای از فعالیت زیستی زیر سطح باشد.[۱۱۲]

کنجکاوی که در اوت ۲۰۱۲ بر روی مریخ فرود آمد، توانایی تمایز بین ایزوتوپ‌لوگ‌های مختلف متان را دارد.[۱۱۳] با این حال، حتی اگر این مأموریت مشخص کند که زندگی میکروسکوپی مریخی منبع متان است، احتمالاً این زندگی در عمق زیر سطح وجود دارد که خارج از دسترس این مریخ‌نورد است.[۱۱۴]

اولین اندازه‌گیری‌ها با استفاده از تجزیه و تحلیل نمونه‌ها در مریخ نشان داد که در محل فرود کمتر از ۵ ppb متان وجود دارد.[۱۱۵][۱۰۴]

در ۱۶ دسامبر ۲۰۱۴، ناسا گزارش داد که مریخ‌نورد کنجکاوی افزایش ناگهانی ده برابری در میزان متان در جو مریخ شناسایی کرده است که احتمالاً محلی بوده است. اندازه‌گیری‌های انجام‌شده طی «ده‌ها بار در مدت ۲۰ ماه» افزایش‌هایی را در اواخر ۲۰۱۳ و اوایل ۲۰۱۴ نشان داد که به‌طور میانگین «۷ قسمت در میلیارد متان در جو» بوده است. قبل و بعد از آن، قرائت‌ها به‌طور میانگین حدود یک‌دهم این سطح بوده‌اند.[۱۰۵][۱۰۶]

این افزایش‌های ناگهانی در غلظت متان نشان می‌دهد که مریخ به‌طور دوره‌ای متان تولید یا آزاد می‌کند، اما منبع آن ناشناخته است.[۱۰۷]

مدارگرد ردیاب گاز اگزومارس از آوریل ۲۰۱۸ اندازه‌گیری‌هایی از متان و محصولات تجزیه آن مانند فرمالدهید و متانول انجام داده است.

  • مشتری – جو مشتری حاوی ۳۰۰۰ ± ۱۰۰۰ ppm متان است.[۱۱۶]
  • زحل – جو زحل حاوی ۴۵۰۰ ± ۲۰۰۰ ppm متان است.[۱۱۷]
    • انسلادوس – جو انسلادوس شامل ۱٫۷٪ متان است.[۱۱۰]
    • تیتان – جو تیتان شامل ۱٫۶٪ متان است و هزاران دریاچه متان در سطح آن شناسایی شده است.[۱۱۱]

مطالعات ابزار GCMS در کاوشگر هویگنس نشان داده که جو تیتان حاوی مقادیر قابل توجهی متان است.[۱۱۸]

در جو بالایی تیتان، متان به مولکول‌های پیچیده‌تری از جمله استیلن تبدیل می‌شود که در این فرایند مولکول‌های هیدروژن نیز تولید می‌شود. شواهد نشان می‌دهد که استیلن و هیدروژن نزدیک به سطح دوباره به متان تبدیل می‌شوند. این موضوع نشان‌دهنده وجود یک کاتالیزور عجیب یا نوعی حیات متانوژنیک ناشناخته است.[۱۱۹]

همچنین باران‌های متان، احتمالاً در اثر تغییرات فصلی، مشاهده شده‌اند.[۱۲۰] در تاریخ ۲۴ اکتبر ۲۰۱۴، وجود متان در ابرهای قطبی تیتان تأیید شد.[۱۲۱][۱۲۲]

 
ابرهای قطبی حاوی متان روی تیتان (سمت چپ) در مقایسه با ابر استراتوسفری قطبی روی زمین (سمت راست).
  • اورانوس – جو اورانوس حاوی ۲٫۳٪ متان است.[۱۲۳]
    • آریل – گمان می‌رود که متان بخشی از یخ سطح آریل باشد.
    • میراندا
    • اوبرون – حدود ۲۰٪ از یخ سطح اوبرون شامل ترکیبات کربن/نیتروژن مرتبط با متان است.
    • تیتانیا – حدود ۲۰٪ از یخ سطح تیتانیا شامل ترکیبات آلی مرتبط با متان است.
    • اومبریل – متان بخشی از یخ سطح اومبریل است.
  • نپتون – جو نپتون حاوی ۱٫۵ ± ۰٫۵٪ متان است.[۱۲۴]
    • تریتون – جو رقیق نیتروژنی تریتون حاوی مقادیر کمی متان نزدیک به سطح است.[۱۲۵][۱۲۶]
  • پلوتون – بررسی طیف‌شناسی سطح پلوتون نشان می‌دهد که این سیاره حاوی مقادیر کمی متان است.[۱۲۷][۱۲۸]
    • کارون – احتمال وجود متان در کارون وجود دارد، اما هنوز به‌طور کامل تأیید نشده است.[۱۲۹]
  • اریس – بررسی نور مادون قرمز این جرم وجود یخ متان را نشان داده است.[۱۳۰]
  • دنباله‌دار هالی
  • دنباله‌دار هایاکوتاکه – مشاهدات زمینی وجود اتان و متان را در این دنباله‌دار نشان داده است.[۱۳۱]
  • سیارات فراخورشیدی – وجود متان در سیاره اچ‌دی ۱۸۹۷۳۳ بی شناسایی شد. این اولین کشف یک ترکیب آلی در سیاره‌ای خارج از منظومه شمسی است. منشأ این متان ناشناخته است، زیرا دمای بالای این سیاره (۷۰۰ درجه سانتی‌گراد) به‌طور معمول تشکیل کربن مونوکسید را به جای متان ترجیح می‌دهد.[۱۳۲] تحقیقات نشان می‌دهد که برخورد شهاب‌واره‌ها به اتمسفر سیارات فراخورشیدی می‌تواند گازهای هیدروکربنی مانند متان را اضافه کند، که ممکن است این سیارات به‌طور اشتباه دارای حیات به نظر برسند.[۱۳۳]
  • ابر میان‌ستاره‌ای – متان در ابرهای میان‌ستاره‌ای کشف شده است.[۱۳۴]
  • جو ستارگان گونهٔ ام – وجود متان در اتمسفر ستارگان خنک شناسایی شده است.[۱۳۵]

جستارهای وابسته

ویرایش

منابع

ویرایش
  1. ↑ "Department of Atmospheric Science, University of Washington". Retrieved 2007-05-24.
  2. ↑ "NASA GISS: Research in Planetary Atmospheres". Archived from the original on 2007-05-16. Retrieved 2007-05-24.
  3. ↑ Gertner, Jon (15 September 2022). "The Search for Intelligent Life Is About to Get a Lot More Interesting - There are an estimated 100 billion galaxies in the universe, home to an unimaginable abundance of planets. And now there are new ways to spot signs of life on them". نیویورک تایمز. Retrieved 15 September 2022.
  4. ↑ "Thin Atmosphere of Mercury, Formation and Composition - Windows to the Universe". www.windows.ucar.edu. Archived from the original on 2010-03-27. Retrieved 20007-05-25. {{cite web}}: Check date values in: |access-date= (help)
  5. ↑ "ESA Science & Technology: Mercury Atmosphere". esa.int. 21 July 2012. Archived from the original on 21 July 2012.
  6. ↑ Picone, J.; Lean, J. (2005). "Global Change in the Thermosphere: Compelling Evidence of a Secular Decrease in Density". 2005 NRL Review: 225–227.
  7. ↑ Lewis, H.; et al. (April 2005). "Response of the Space Debris Environment to Greenhouse Cooling". Proceedings of the 4th European Conference on Space Debris. 587: 243. Bibcode:2005ESASP.587..243L.
  8. ↑ Clancy, R. (April 25, 2000). "An intercomparison of ground-based millimeter, MGS TES, and Viking atmospheric temperature measurements: Seasonal and interannual variability of temperatures and dust loading in the global Mars atmosphere". Journal of Geophysical Research. 105 (4): 9553–9571. Bibcode:2000JGR...105.9553C. doi:10.1029/1999JE001089.
  9. ↑ "Orbiter's Long Life Helps Scientists Track Changes on Mars". ناسا. 2005-09-20. Archived from the original on April 30, 2007. Retrieved 2007-05-09.
  10. ↑ Liu, J.; Richardson, M. (August 2003). "An assessment of the global, seasonal, and interannual spacecraft record of Martian climate in the thermal infrared". Journal of Geophysical Research. 108 (8): 5089. Bibcode:2003JGRE..108.5089L. doi:10.1029/2002je001921. S2CID 7433260.
  11. ↑ Ravilious, Kate (2007-03-28). "Mars Melt Hints at Solar, Not Human, Cause for Warming, Scientist Says". انجمن نشنال جئوگرافیک. Archived from the original on March 2, 2007. Retrieved 2007-05-09.
  12. ↑ "Mars Emerging from Ice Age, Data Suggest". Space.com. 2003-12-08. Retrieved 2007-05-10.
  13. ↑ Fenton, Lori K.; et al. (2007-04-05). "Global warming and climate forcing by recent of albedo changes on Mars" (PDF). نیچر. 446 (7136): 646–649. Bibcode:2007Natur.446..646F. doi:10.1038/nature05718. PMID 17410170. S2CID 4411643. Archived from the original (PDF) on 2007-07-08. Retrieved 2007-05-09.
  14. ↑ ۱۴٫۰ ۱۴٫۱ Ravilious, Kate (2007-04-04). "Mars Warming Due to Dust Storms, Study Finds". انجمن نشنال جئوگرافیک. Archived from the original on April 9, 2007. Retrieved 2007-05-19.
  15. ↑ Brown, Dwayne; Wendel, JoAnna; Steigerwald, Bill; Jones, Nancy; Good, Andrew (June 7, 2018). "Release 18-050 - NASA Finds Ancient Organic Material, Mysterious Methane on Mars". ناسا. Retrieved June 7, 2018.
  16. ↑ NASA (June 7, 2018). "Ancient Organics Discovered on Mars - video (03:17)". ناسا. Archived from the original on 2021-12-21. Retrieved June 7, 2018.
  17. ↑ Wall, Mike (June 7, 2018). "Curiosity Rover Finds Ancient 'Building Blocks for Life' on Mars". Space.com. Retrieved June 7, 2018.
  18. ↑ Chang, Kenneth (June 7, 2018). "Life on Mars? Rover's Latest Discovery Puts It 'On the Table' - The identification of organic molecules in rocks on the red planet does not necessarily point to life there, past or present, but does indicate that some of the building blocks were present". نیویورک تایمز. Retrieved June 8, 2018.
  19. ↑ Voosen, Paul (June 7, 2018). "NASA rover hits organic pay dirt on Mars". ساینس. doi:10.1126/science.aau3992. S2CID 115442477. Retrieved June 7, 2018.
  20. ↑ ten Kate, Inge Loes (June 8, 2018). "Organic molecules on Mars". ساینس. 360 (6393): 1068–1069. Bibcode:2018Sci...360.1068T. doi:10.1126/science.aat2662. PMID 29880670. S2CID 195666358.
  21. ↑ Webster, Christopher R.; et al. (June 8, 2018). "Background levels of methane in Mars' atmosphere show strong seasonal variations". ساینس. 360 (6393): 1093–1096. Bibcode:2018Sci...360.1093W. doi:10.1126/science.aaq0131. PMID 29880682.
  22. ↑ Eigenbrode, Jennifer L.; et al. (June 8, 2018). "Organic matter preserved in 3-billion-year-old mudstones at Gale crater, Mars". ساینس. 360 (6393): 1096–1101. Bibcode:2018Sci...360.1096E. doi:10.1126/science.aas9185. hdl:10044/1/60810. PMID 29880683.
  23. ↑ Marcus, Philip S.; et al. (November 2006). "Velocities and Temperatures of Jupiter's Great Red Spot and the New Red Oval and Implications for Global Climate Change". APS Division of Fluid Dynamics Meeting Abstracts. 59: FG.005. Bibcode:2006APS..DFD.FG005M.
  24. ↑ "Uranus' Atmosphere". Retrieved 2007-05-23.
  25. ↑ "AGU - American Geophysical Union". AGU. Archived from the original on 2012-11-02. Retrieved 2007-05-10.
  26. ↑ Catling, David C. ; Kasting, James F. (10 May 2017). Atmospheric Evolution on Inhabited and Lifeless Worlds (1 ed.). Cambridge University Press. شابک ‎۹۷۸−۰۵۲۱۸۴۴۱۲۳.
  27. ↑ ۲۷٫۰ ۲۷٫۱ "MIT researcher finds evidence of global warming on Neptune's largest moon". مؤسسه فناوری ماساچوست. 1998-06-24. Retrieved 2007-05-10.
  28. ↑ Elliot, James L.; et al. (1998-06-25). "Global warming on Triton". نیچر. 393 (6687): 765–767. Bibcode:1998Natur.393..765E. doi:10.1038/31651. S2CID 40865426. Archived from the original on 2011-05-20. Retrieved 2007-05-10.
  29. ↑ "Global Warming Detected on Triton". Scienceagogo.com. 1998-05-28. Retrieved 2007-05-10.
  30. ↑ Buratti, Bonnie J.; et al. (1999-01-21). "Does global warming make Triton blush?". نیچر. 397 (6716): 219–20. Bibcode:1999Natur.397..219B. doi:10.1038/16615. PMID 9930696.
  31. ↑ Ken Croswell (1992). "Nitrogen in Pluto's Atmosphere". Retrieved 2007-04-27.
  32. ↑ Hansen, C; Paige, D (Apr 1996). "Seasonal Nitrogen Cycles on Pluto". Icarus. 120 (2): 247–265. Bibcode:1996Icar..120..247H. CiteSeerX 10.1.1.26.4515. doi:10.1006/icar.1996.0049.
  33. ↑ Olkin, C; Young, L; et al. (March 2014). "Evidence That Pluto's Atmosphere Does Not Collapse From Occultations Including The 2013 May 04 Event". Icarus. 246: 220–225. Bibcode:2015Icar..246..220O. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.026. hdl:10261/167246.
  34. ↑ Britt, Roy (2002-10-09). "Global Warming on Pluto Puzzles Scientists". Space.com. Retrieved 2007-05-09.
  35. ↑ "Brown Dwarf - an overview | ScienceDirect Topics". www.sciencedirect.com. Retrieved 2023-10-16. The brown dwarfs are distinguished from white dwarfs first by their very cool surface temperatures and second by the fact that their internal composition is practically unchanged from the time of formation; that is, it is about 71% hydrogen by mass.
  36. ↑ Marley, Mark S.; Saumon, Didier; Visscher, Channon; Lupu, Roxana; Freedman, Richard; Morley, Caroline; Fortney, Jonathan J.; Seay, Christopher; Smith, Adam J. R. W.; Teal, D. J.; Wang, Ruoyan (2021-10-01). "The Sonora Brown Dwarf Atmosphere and Evolution Models. I. Model Description and Application to Cloudless Atmospheres in Rainout Chemical Equilibrium". The Astrophysical Journal. 920 (2): 85. arXiv:2107.07434. Bibcode:2021ApJ...920...85M. doi:10.3847/1538-4357/ac141d. ISSN 0004-637X. See Figure 3 to 7
  37. ↑ Zahnle, Kevin J.; Marley, Mark S. (2014-12-01). "Methane, Carbon Monoxide, and Ammonia in Brown Dwarfs and Self-Luminous Giant Planets". The Astrophysical Journal. 797 (1): 41. arXiv:1408.6283. Bibcode:2014ApJ...797...41Z. doi:10.1088/0004-637X/797/1/41. ISSN 0004-637X.
  38. ↑ ۳۸٫۰ ۳۸٫۱ ۳۸٫۲ Vos, Johanna M.; Burningham, Ben; Faherty, Jacqueline K.; Alejandro, Sherelyn; Gonzales, Eileen; Calamari, Emily; Bardalez Gagliuffi, Daniella; Visscher, Channon; Tan, Xianyu; Morley, Caroline V.; Marley, Mark; Gemma, Marina E.; Whiteford, Niall; Gaarn, Josefine; Park, Grace (2023-02-01). "Patchy Forsterite Clouds in the Atmospheres of Two Highly Variable Exoplanet Analogs". The Astrophysical Journal. 944 (2): 138. arXiv:2212.07399. Bibcode:2023ApJ...944..138V. doi:10.3847/1538-4357/acab58. ISSN 0004-637X.
  39. ↑ ۳۹٫۰ ۳۹٫۱ ۳۹٫۲ ۳۹٫۳ Morley, Caroline V.; Fortney, Jonathan J.; Marley, Mark S.; Visscher, Channon; Saumon, Didier; Leggett, S. K. (2012-09-01). "Neglected Clouds in T and Y Dwarf Atmospheres". The Astrophysical Journal. 756 (2): 172. arXiv:1206.4313. Bibcode:2012ApJ...756..172M. doi:10.1088/0004-637X/756/2/172. ISSN 0004-637X. S2CID 118398946.
  40. ↑ Allers, Katelyn. N.; Vos, Johanna M.; Biller, Beth A.; Williams, Peter. K. G. (2020-04-01). "A measurement of the wind speed on a brown dwarf". Science. 368 (6487): 169–172. Bibcode:2020Sci...368..169A. doi:10.1126/science.aaz2856. hdl:20.500.11820/06e2e379-467a-456f-956c-b37912b8d95a. ISSN 0036-8075. PMID 32273464. S2CID 264645727.
  41. ↑ ۴۱٫۰ ۴۱٫۱ Charbonneau, David; et al. (2002). "Detection of an Extrasolar Planet Atmosphere". The Astrophysical Journal. 568 (1): 377–384. arXiv:astro-ph/0111544. Bibcode:2002ApJ...568..377C. doi:10.1086/338770. S2CID 14487268.
  42. ↑ Hébrard, G.; Lecavelier des Étangs, A.; Vidal-Madjar, A.; Désert, J. -M.; Ferlet, R. (2003). "Evaporation rate of hot Jupiters and formation of Chthonian planets". arXiv:astro-ph/0312384.
  43. ↑ Khalafinejad, S.; Essen, C. von; Hoeijmakers, H. J.; Zhou, G.; Klocová, T.; Schmitt, J. H. M. M.; Dreizler, S.; Lopez-Morales, M.; Husser, T. -O. (2017-02-01). "Exoplanetary atmospheric sodium revealed by orbital motion". Astronomy & Astrophysics (به انگلیسی). 598: A131. arXiv:1610.01610. Bibcode:2017A&A...598A.131K. doi:10.1051/0004-6361/201629473. ISSN 0004-6361. S2CID 55263138.
  44. ↑ Chu, Jennifer (October 2, 2013). "Scientists generate first map of clouds on an exoplanet". مؤسسه فناوری ماساچوست. Retrieved January 2, 2014.
  45. ↑ Harrington, J.D.; Weaver, Donna; Villard, Ray (December 31, 2013). "Release 13-383 - NASA's Hubble Sees Cloudy Super-Worlds With Chance for More Clouds". ناسا. Retrieved January 1, 2014.
  46. ↑ St. Fleur, Nicholas (19 May 2017). "Spotting Mysterious Twinkles on Earth From a Million Miles Away". نیویورک تایمز. Retrieved 20 May 2017.
  47. ↑ Swain, M. R.; Vasisht, G.; Tinetti, G.; Bouwman, J.; Chen, P.; Yung, Y.; Deming, D.; Deroo, P. (2009). "Molecular Signatures in the Near Infrared Dayside Spectrum of HD 189733b". The Astrophysical Journal. 690 (2): L114. arXiv:0812.1844. Bibcode:2009ApJ...690L.114S. doi:10.1088/0004-637X/690/2/L114. S2CID 10720307.
  48. ↑ NASA – Hubble Finds First Organic Molecule on an Exoplanet. NASA. 19 March 2008
  49. ↑ "Hubble Traces Subtle Signals of Water on Hazy Worlds". ناسا. 3 December 2013. Retrieved 4 December 2013.
  50. ↑ Deming, D.; Wilkins, A.; McCullough, P.; Burrows, A.; Fortney, J. J.; Agol, E.; Dobbs-Dixon, I.; Madhusudhan, N.; Crouzet, N.; Desert, J. M.; Gilliland, R. L.; Haynes, K.; Knutson, H. A.; Line, M.; Magic, Z.; Mandell, A. M.; Ranjan, S.; Charbonneau, D.; Clampin, M.; Seager, S.; Showman, A. P. (2013). "Infrared Transmission Spectroscopy of the Exoplanets HD 209458b and XO-1b Using the Wide Field Camera-3 on the Hubble Space Telescope". The Astrophysical Journal. 774 (2): 95. arXiv:1302.1141. Bibcode:2013ApJ...774...95D. doi:10.1088/0004-637X/774/2/95. S2CID 10960488.
  51. ↑ Mandell, A. M.; Haynes, K.; Sinukoff, E.; Madhusudhan, N.; Burrows, A.; Deming, D. (2013). "Exoplanet Transit Spectroscopy Using WFC3: WASP-12 b, WASP-17 b, and WASP-19 b". The Astrophysical Journal. 779 (2): 128. arXiv:1310.2949. Bibcode:2013ApJ...779..128M. doi:10.1088/0004-637X/779/2/128. S2CID 52997396.
  52. ↑ Harrington, J.D.; Villard, Ray (24 July 2014). "RELEASE 14–197 – Hubble Finds Three Surprisingly Dry Exoplanets". ناسا. Retrieved 25 July 2014.
  53. ↑ Clavin, Whitney; Chou, Felicia; Weaver, Donna; Villard; Johnson, Michele (24 September 2014). "NASA Telescopes Find Clear Skies and Water Vapor on Exoplanet". ناسا. Retrieved 24 September 2014.
  54. ↑ Kawahara, H.; Matsuo, T.; Takami, M.; Fujii, Y.; Kotani, T.; Murakami, N.; Tamura, M.; Guyon, O. (2012). "Can Ground-based Telescopes Detect the Oxygen 1.27 μm Absorption Feature as a Biomarker in Exoplanets?". The Astrophysical Journal. 758 (1): 13. arXiv:1206.0558. Bibcode:2012ApJ...758...13K. doi:10.1088/0004-637X/758/1/13. S2CID 119261987.
  55. ↑ Narita, Norio (2015). "Titania may produce abiotic oxygen atmospheres on habitable exoplanets". Scientific Reports. 5: 13977. arXiv:1509.03123. Bibcode:2015NatSR...513977N. doi:10.1038/srep13977. PMC 4564821. PMID 26354078.
  56. ↑ Staff (16 February 2016). "First detection of super-earth atmosphere". فیز دات ارگ. Retrieved 17 February 2016.
  57. ↑ Ghosh, Pallab (11 September 2019). "Water found on 'habitable' planet". بی‌بی‌سی نیوز. Retrieved 12 September 2019.
  58. ↑ Greshko, Michael (11 September 2019). "Water found on a potentially life-friendly alien planet". نشنال جیوگرافیک. Archived from the original on September 11, 2019. Retrieved 12 September 2019.
  59. ↑ Tsiaras, Angelo; et al. (11 September 2019). "Water vapour in the atmosphere of the habitable-zone eight-Earth-mass planet K2-18 b". Nature Astronomy. 3 (12): 1086–1091. arXiv:1909.05218. Bibcode:2019NatAs...3.1086T. doi:10.1038/s41550-019-0878-9. S2CID 202558393.
  60. ↑ "The James Webb telescope spotted CO2 in an exoplanet's atmosphere". Science News (به انگلیسی). 2022-08-26. Retrieved 2022-08-28.
  61. ↑ The JWST Transiting Exoplanet Community Early Release Science Team; Ahrer, Eva-Maria; Alderson, Lili; Batalha, Natalie M.; Batalha, Natasha E.; Bean, Jacob L.; Beatty, Thomas G.; Bell, Taylor J.; Benneke, Björn; Berta-Thompson, Zachory K.; Carter, Aarynn L.; Crossfield, Ian J. M.; Espinoza, Néstor; Feinstein, Adina D.; Fortney, Jonathan J. (2023). "Identification of carbon dioxide in an exoplanet atmosphere". Nature. 614 (7949): 649–652. arXiv:2208.11692. Bibcode:2023Natur.614..649J. doi:10.1038/s41586-022-05269-w. PMC 9946830. PMID 36055338.
  62. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام :3 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  63. ↑ Xue, Qiao; Bean, Jacob L.; Zhang, Michael; Welbanks, Luis; Lunine, Jonathan; August, Prune (2024). "JWST Transmission Spectroscopy of HD 209458b: A Supersolar Metallicity, a Very Low C/O, and No Evidence of CH4, HCN, or C2H2". The Astrophysical Journal Letters. 963 (1): L5. arXiv:2310.03245. Bibcode:2024ApJ...963L...5X. doi:10.3847/2041-8213/ad2682.
  64. ↑ Constantinou, Savvas; Madhusudhan, Nikku (2022-08-01). "Characterizing atmospheres of cloudy temperate mini-neptunes with JWST". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 514 (2): 2073–2091. arXiv:2205.01690. Bibcode:2022MNRAS.514.2073C. doi:10.1093/mnras/stac1277. ISSN 0035-8711.
  65. ↑ Madhusudhan, Nikku; Nixon, Matthew C.; Welbanks, Luis; Piette, Anjali A. A.; Booth, Richard A. (2020-03-01). "The Interior and Atmosphere of the Habitable-zone Exoplanet K2-18b". The Astrophysical Journal. 891 (1): L7. arXiv:2002.11115. Bibcode:2020ApJ...891L...7M. doi:10.3847/2041-8213/ab7229. ISSN 0004-637X.
  66. ↑ Madhusudhan, Nikku; Sarkar, Subhajit; Constantinou, Savvas; Holmberg, Måns; Piette, Anjali A. A.; Moses, Julianne I. (2023-10-01). "Carbon-bearing Molecules in a Possible Hycean Atmosphere". The Astrophysical Journal. 956 (1): L13. arXiv:2309.05566. Bibcode:2023ApJ...956L..13M. doi:10.3847/2041-8213/acf577. ISSN 0004-637X.
  67. ↑ Wright, Katherine (2023-10-13). "The Skinny on Detecting Life with the JWST". Physics (به انگلیسی). 16: 178. Bibcode:2023PhyOJ..16..178W. doi:10.1103/Physics.16.178. S2CID 264332900.
  68. ↑ Miles, Brittany E.; Skemer, Andrew J. I.; Morley, Caroline V.; Marley, Mark S.; Fortney, Jonathan J.; Allers, Katelyn N.; Faherty, Jacqueline K.; Geballe, Thomas R.; Visscher, Channon; Schneider, Adam C.; Lupu, Roxana; Freedman, Richard S.; Bjoraker, Gordon L. (2020-08-01). "Observations of Disequilibrium CO Chemistry in the Coldest Brown Dwarfs". The Astronomical Journal. 160 (2): 63. arXiv:2004.10770. Bibcode:2020AJ....160...63M. doi:10.3847/1538-3881/ab9114. ISSN 0004-6256.
  69. ↑ Showman, A. P.; Wordsworth, R. D.; Merlis, T. M.; Kaspi, Y. (2013). "Atmospheric Circulation of Terrestrial Exoplanets". Comparative Climatology of Terrestrial Planets. p. 277. arXiv:1306.2418. Bibcode:2013cctp.book..277S. doi:10.2458/azu_uapress_9780816530595-ch12. ISBN 978-0-8165-3059-5. S2CID 52494412.
  70. ↑ 5400mph winds discovered hurtling around planet outside solar system, Science Daily, November 13, 2015
  71. ↑ Louden, Tom; Wheatley, Peter J. (2015). "SPATIALLY RESOLVED EASTWARD WINDS AND ROTATION OF HD 189733b". The Astrophysical Journal. 814 (2): L24. arXiv:1511.03689. Bibcode:2015ApJ...814L..24L. doi:10.1088/2041-8205/814/2/L24.
  72. ↑ Kreidberg, Laura; Line, Michael R.; Thorngren, Daniel; Morley, Caroline V.; Stevenson, Kevin B. (2018-05-01). "Water, High-altitude Condensates, and Possible Methane Depletion in the Atmosphere of the Warm Super-Neptune WASP-107b". The Astrophysical Journal. 858 (1): L6. arXiv:1709.08635. Bibcode:2018ApJ...858L...6K. doi:10.3847/2041-8213/aabfce. ISSN 0004-637X.
  73. ↑ Grant, David; Lewis, Nikole K.; Wakeford, Hannah R.; Batalha, Natasha E.; Glidden, Ana; Goyal, Jayesh; Mullens, Elijah; MacDonald, Ryan J.; May, Erin M.; Seager, Sara; Stevenson, Kevin B.; Valenti, Jeff A.; Visscher, Channon; Alderson, Lili; Allen, Natalie H. (2023-10-01). "JWST-TST DREAMS: Quartz Clouds in the Atmosphere of WASP-17b". The Astrophysical Journal. 956 (2): L29. arXiv:2310.08637. Bibcode:2023ApJ...956L..32G. doi:10.3847/2041-8213/acfc3b. ISSN 0004-637X.
  74. ↑ Manjavacas, Elena; Karalidi, Theodora; Vos, Johanna M.; Biller, Beth A.; Lew, Ben W. P. (2021-11-01). "Revealing the Vertical Cloud Structure of a Young Low-mass Brown Dwarf, an Analog to the β-Pictoris b Directly Imaged Exoplanet, through Keck I/MOSFIRE Spectrophotometric Variability". The Astronomical Journal. 162 (5): 179. arXiv:2107.12368. Bibcode:2021AJ....162..179M. doi:10.3847/1538-3881/ac174c. ISSN 0004-6256.
  75. ↑ Aglyamov, Yury S.; Lunine, Jonathan; Becker, Heidi N.; Guillot, Tristan; Gibbard, Seran G.; Atreya, Sushil; Bolton, Scott J.; Levin, Steven; Brown, Shannon T.; Wong, Michael H. (2021-02-01). "Lightning Generation in Moist Convective Clouds and Constraints on the Water Abundance in Jupiter". Journal of Geophysical Research: Planets. 126 (2): e06504. arXiv:2101.12361. Bibcode:2021JGRE..12606504A. doi:10.1029/2020JE006504. hdl:2027.42/166445. ISSN 0148-0227. S2CID 231728590.
  76. ↑ ۷۶٫۰ ۷۶٫۱ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام :4 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  77. ↑ Ben-Yami, Maya; Madhusudhan, Nikku; Cabot, Samuel H. C.; Constantinou, Savvas; Piette, Anjali; Gandhi, Siddharth; Welbanks, Luis (2020-07-01). "Neutral Cr and V in the Atmosphere of Ultra-hot Jupiter WASP-121 b". The Astrophysical Journal. 897 (1): L5. arXiv:2006.05995. Bibcode:2020ApJ...897L...5B. doi:10.3847/2041-8213/ab94aa. ISSN 0004-637X.
  78. ↑ "New World of Iron Rain". Astrobiology Magazine. 8 January 2003. Archived from the original on 2013-06-04.{{cite web}}: نگهداری یادکرد:پیوند نامناسب (link)
  79. ↑ Howell, Elizabeth (30 August 2013) On Giant Blue Alien Planet, It Rains Molten Glass. SPACE.com
  80. ↑ Raining Pebbles: Rocky Exoplanet Has Bizarre Atmosphere, Simulation Suggests. Science Daily. 1 October 2009
  81. ↑ Morgan, James (14 October 2013) 'Diamond rain' falls on Saturn and Jupiter. BBC.
  82. ↑ Sanders, Robert (22 March 2010) Helium rain on Jupiter explains lack of neon in atmosphere. newscenter.berkeley.edu
  83. ↑ "Oxygen Is Not Definitive Evidence of Life on Extrasolar Planets". NAOJ. Astrobiology Web. 10 September 2015. Retrieved 2015-09-11.
  84. ↑ Wordsworth, R.; Pierrehumbert, R. (2014). "Abiotic Oxygen-Dominated Atmospheres on Terrestrial Habitable Zone Planets". The Astrophysical Journal. 785 (2): L20. arXiv:1403.2713. Bibcode:2014ApJ...785L..20W. doi:10.1088/2041-8205/785/2/L20. S2CID 17414970.
  85. ↑ Selsis, F.; Wordsworth, R. D.; Forget, F. (2011). "Thermal phase curves of nontransiting terrestrial exoplanets". Astronomy & Astrophysics. 532: A1. arXiv:1104.4763. Bibcode:2011A&A...532A...1S. doi:10.1051/0004-6361/201116654. S2CID 16696541.
  86. ↑ Benneke, B.; Seager, S. (2012). "Atmospheric Retrieval for Super-Earths: Uniquely Constraining the Atmospheric Composition with Transmission Spectroscopy". The Astrophysical Journal. 753 (2): 100. arXiv:1203.4018. Bibcode:2012ApJ...753..100B. doi:10.1088/0004-637X/753/2/100. S2CID 15328948.
  87. ↑ ۸۷٫۰ ۸۷٫۱ The Mystery of Methane on Mars and Titan. Sushil K. Atreya, Scientific American. January 15, 2009.
  88. ↑ Exoplanet Biosignature Gases. Sarah Seager.
  89. ↑ Is There a Methane Habitable Zone? Paul Scott Anderson, Universe Today. 15 November 2011
  90. ↑ Could Alien Life Exist in the Methane Habitable Zone?. Keith Cooper, Astrobiology Magazine. November 16, 2011.
  91. ↑ Recovery and Utilization of Extraterrestrial Resources بایگانی‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۰ توسط Wayback Machine (PDF). NASA Scientific and Technical Information Program. January 2004.
  92. ↑ NASA Tests Methane-Powered Engine Components for Next Generation Landers. NASA News. October 28, 2015.
  93. ↑ Cain, Fraser (March 12, 2013). "Atmosphere of Mercury". Universe Today. Archived from the original on April 19, 2012. Retrieved April 7, 2013.
  94. ↑ Donahue, T.M.; Hodges, R.R. (1993). "Venus methane and water". Geophysical Research Letters. 20 (7): 591–594. Bibcode:1993GeoRL..20..591D. doi:10.1029/93GL00513. hdl:2027.42/94590.
  95. ↑ Stern, S.A. (1999). "The Lunar atmosphere: History, status, current problems, and context". Rev. Geophys. 37 (4): 453–491. Bibcode:1999RvGeo..37..453S. CiteSeerX 10.1.1.21.9994. doi:10.1029/1999RG900005. S2CID 10406165.
  96. ↑ "Mars Express confirms methane in the Martian atmosphere". آژانس فضایی اروپا. Archived from the original on February 24, 2006. Retrieved March 17, 2006.
  97. ↑ Schirber, Michael (January 15, 2009). [https://web.archive.org/web/20120409124018/http://www.astrobio .net/exclusive/3004/methane-spewing-martians "Methane-spewing Martians?"]. NASA's Astrobiology Magazine. Archived from the original on 2012-04-09. {{cite web}}: Check |archive-url= value (help); line feed character in |archive-url= at position 63 (help)نگهداری یادکرد:پیوند نامناسب (link)
  98. ↑ Atkinson, Nancy (September 11, 2012). "Methane on Mars may be result of electrification of dust devils". Universe Today.
  99. ↑ "Methane on Mars is not an indication of life: UV radiation releases methane from organic materials from meteorites". Max-Planck-Gesellschaft. May 31, 2012.
  100. ↑ Mars Vents Methane in What Could Be Sign of Life, Washington Post, January 16, 2009
  101. ↑ Tenenbaum, David (June 9, 2008). "Making Sense of Mars Methane". Astrobiology Magazine. Archived from the original on September 23, 2008. Retrieved October 8, 2008.{{cite web}}: نگهداری یادکرد:پیوند نامناسب (link)
  102. ↑ Steigerwald, Bill (January 15, 2009). "Martian Methane Reveals the Red Planet is not a Dead Planet". NASA's Goddard Space Flight Center. NASA. Archived from the original on January 17, 2009.
  103. ↑ "Mars Curiosity Rover News Telecon -November 2, 2012".
  104. ↑ ۱۰۴٫۰ ۱۰۴٫۱ Kerr, Richard A. (November 2, 2012). "Curiosity Finds Methane on Mars, or Not". ساینس. Retrieved November 3, 2012.
  105. ↑ ۱۰۵٫۰ ۱۰۵٫۱ Webster, Guy; Neal-Jones, Nancy; Brown, Dwayne (16 December 2014). "NASA Rover Finds Active and Ancient Organic Chemistry on Mars". ناسا. Retrieved 16 December 2014.
  106. ↑ ۱۰۶٫۰ ۱۰۶٫۱ Chang, Kenneth (16 December 2014). "'A Great Moment': Rover Finds Clue That Mars May Harbor Life". نیویورک تایمز. Retrieved 16 December 2014.
  107. ↑ ۱۰۷٫۰ ۱۰۷٫۱ Webster, Christopher R. (23 January 2015). "Mars methane detection and variability at Gale crater" (PDF). Science. 347 (6220): 415–417. Bibcode:2015Sci...347..415W. doi:10.1126/science.1261713. PMID 25515120. S2CID 20304810.
  108. ↑ "Jupiter Fact Sheet". NASA.
  109. ↑ "Saturn Fact Sheet". NASA.
  110. ↑ ۱۱۰٫۰ ۱۱۰٫۱ Waite, Jack Hunter Jr.; Combi, M. R.; Ip, W. H.; Cravens, T. E.; McNutt Jr., R. L.; Kasprzak, W.; et al. (March 2006). "Cassini ion and neutral mass spectrometer: Enceladus plume composition and structure". Science. 311 (5766): 1419–22. Bibcode:2006Sci...311.1419W. doi:10.1126/science.1121290. PMID 16527970. S2CID 3032849.
  111. ↑ ۱۱۱٫۰ ۱۱۱٫۱ ...
  112. ↑ Mars Vents Methane in What Could Be Sign of Life, Washington Post, January 16, 2009
  113. ↑ Tenenbaum, David (June 9, 2008). "Making Sense of Mars Methane". Astrobiology Magazine. Archived from the original on September 23, 2008. Retrieved October 8, 2008.{{cite web}}: نگهداری یادکرد:پیوند نامناسب (link)
  114. ↑ Steigerwald, Bill (January 15, 2009). "Martian Methane Reveals the Red Planet is not a Dead Planet". NASA's Goddard Space Flight Center. NASA. Archived from the original on January 17, 2009.
  115. ↑ "Mars Curiosity Rover News Telecon -November 2, 2012".
  116. ↑ "Jupiter Fact Sheet". NASA.
  117. ↑ "Saturn Fact Sheet". NASA.
  118. ↑ Niemann, HB; Atreya, SK; Bauer, SJ; Carignan, GR; Demick, JE; Frost, RL; et al. (2005). "The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe". نیچر. 438 (7069): 779–784. Bibcode:2005Natur.438..779N. doi:10.1038/nature04122. hdl:2027.42/62703. PMID 16319830. S2CID 4344046.
  119. ↑ McKay, Chris (June 8, 2010). "Have We Discovered Evidence For Life On Titan". SpaceDaily. Retrieved June 10, 2010.
  120. ↑ Grossman, Lisa (March 17, 2011). "Seasonal methane rain discovered on Titan". Wired.
  121. ↑ Dyches, Preston; Zubritsky, Elizabeth (October 24, 2014). "NASA Finds Methane Ice Cloud in Titan's Stratosphere". ناسا. Retrieved October 31, 2014.
  122. ↑ Zubritsky, Elizabeth; Dyches, Preston (October 24, 2014). "NASA Identifies Ice Cloud Above Cruising Altitude on Titan". ناسا. Retrieved October 31, 2014.
  123. ↑ "Uranus Fact Sheet". NASA.
  124. ↑ "Neptune Fact Sheet". NASA.
  125. ↑ Shemansky, D. F. (December 15, 1989). "Ultraviolet Spectrometer Observations of Neptune and Triton". Science. 246 (4936): 1459–1466. Bibcode:1989Sci...246.1459B. doi:10.1126/science.246.4936.1459. PMID 17756000.
  126. ↑ Miller, Ron; Hartmann, William K. (2005). The Grand Tour: A Traveler's Guide to the Solar System (3rd ed.). Thailand: Workman Publishing. pp. 172–73. ISBN 978-0-7611-3547-0.
  127. ↑ Owen, T. C.; Roush, T. L.; Cruikshank, D. P.; Elliot, J. L.; Young, L. A.; De Bergh, C.; et al. (1993). "Surface Ices and the Atmospheric Composition of Pluto". Science. 261 (5122): 745–748. Bibcode:1993Sci...261..745O. doi:10.1126/science.261.5122.745. PMID 17757212. S2CID 6039266.
  128. ↑ "Pluto". SolStation. 2006. Retrieved March 28, 2007.
  129. ↑ Sicardy, B; Bellucci, A; Gendron, E; Lacombe, F; Lacour, S; Lecacheux, J; et al. (2006). "Charon's size and an upper limit on its atmosphere from a stellar occultation". Nature. 439 (7072): 52–4. Bibcode:2006Natur.439...52S. doi:10.1038/nature04351. hdl:11336/39754. PMID 16397493. S2CID 4411478.
  130. ↑ "Gemini Observatory Shows That "10th Planet" Has a Pluto-Like Surface". Gemini Observatory. 2005. Retrieved May 3, 2007.
  131. ↑ Mumma, M.J.; Disanti, M.A.; Dello Russo, N.; Fomenkova, M.; Magee-Sauer, K.; Kaminski, C.D.; Xie, D.X. (1996). "Detection of Abundant Ethane and Methane, Along with Carbon Monoxide and Water, in Comet C/1996 B2 Hyakutake: Evidence for Interstellar Origin". Science. 272 (5266): 1310–1314. Bibcode:1996Sci...272.1310M. doi:10.1126/science.272.5266.1310. PMID 8650540. S2CID 27362518.
  132. ↑ Battersby, Stephen (February 11, 2008). "Organic molecules found on alien world for first time".
  133. ↑ Choi, Charles M. (September 17, 2012). "Meteors might add methane to exoplanet atmospheres". NASA's Astrobiology Magazine. Archived from the original on June 2, 2013. Retrieved March 25, 2018.{{cite web}}: نگهداری یادکرد:پیوند نامناسب (link)
  134. ↑ Lacy, J. H.; Carr, J. S.; Evans, N. J. , I.; Baas, F.; Achtermann, J. M.; Arens, J. F. (1991). "Discovery of interstellar methane – Observations of gaseous and solid CH4 absorption toward young stars in molecular clouds". The Astrophysical Journal. 376: 556. Bibcode:1991ApJ...376..556L. doi:10.1086/170304.
  135. ↑ Jørgensen, Uffe G. (1997), "Cool Star Models", in van Dishoeck, Ewine F. (ed.), Molecules in Astrophysics: Probes and Processes, International Astronomical Union Symposia. Molecules in Astrophysics: Probes and Processes, vol. 178, Springer Science & Business Media, p. 446, ISBN 978-0-7923-4538-1.
برگرفته از «https://fa.wikipedia.org/w/index.php?title=جو_فرازمینی&oldid=40880039»
  NODES
COMMUNITY 1
INTERN 2