太陽系其他行星有大氣層嗎？天氣又咋樣呢？
我們對地球大氣習以為常。對於地球生命而言，它為我們提供了一個十分舒適的環境。但太陽系內的其它行星呢？它們是否也擁有大氣？它們的大氣結構和地球大氣又有什麼不同呢？
首先要明確的一點是，太陽系所有行星都擁有某種大氣或外逸層。它們的密度變化範圍非常大，既有火星上那種極度稀薄的，也有氣體巨行星上那種稠密狂暴的。而且它們的成份也各不相同。
水星北半球的高解析度照片。NASA / 信使號
水星大氣
金星。NASA / 先鋒號金星軌道器
金星大氣
金星的大氣極為稠密，因此過去人們觀察金星的表面十分困難。它的大氣主要由二氧化碳和少量的氮構成。
金星也是太陽系最熱的行星，地表的平均氣溫高達462°C。造成這個結果的原因是它富含二氧化碳的大氣，及其濃厚的二氧化硫雲層。二者產生了太陽系內最強大的溫室效應。在稠密的二氧化碳層上方，濃厚的雲層主要由二氧化碳和硫酸微滴構成，它們能夠把90%的陽光反射回太空。
金星上還有強大的風，雲頂風速可高達每秒85米，每五個地球日就能環繞行星一周。這樣的風速比金星自轉速度高60倍，而地球上速度最快的風也只是地球自轉速度的10-20%。
探測器的近距離飛掠發現，金星的雲層能夠產生閃電。那裡可能存在著某種天氣模式，閃電的頻率至少可以達到地球的一半左右。
地球大氣背景上的奮進號太空梭。橙色是對流層，白色是平流層，藍色是中間層。NASA
地球大氣
國際空間站宇航員Doug Wheelock拍攝的極光。拍攝時間為2010年7月25日。NASA / 詹森航太中心
熱層的底部，大約在海拔80至550公里之間內含電離層，之所以叫電離層，是因為該層大氣中的粒子會在太陽風的作用下電離。這裡沒有水汽，因此沒有雲。這裡也是北極光和南極光產生的高度。
外逸層是地球大氣的最外層，它從外逸層底部——大約海拔700公里的熱層頂部開始向外擴展，一直到達離地球約10000公里處。外逸層與外太空交織在一起，主要由密度極低的氫、氦和一系列較重的分子如氮、氧和二氧化碳構成。
外逸層離地球過於遙遠，因此不會發生天氣現象。只有北極光和南極光偶爾會在外逸層底部和熱層的交界處閃耀。
地球上的平均地表溫度大約是14°C，但有一個變化範圍。有記錄的最高溫度為70.7°C，在伊朗的盧特沙漠中測得。最低則在南極冰原的蘇聯東方站，為-89.2°C。
火星的大氣極為稀薄。NASA
火星大氣
火星擁有一個非常稀薄的大氣，96%是二氧化碳，1.93%是氬，1.89%是氮，同時包含微量的氧和水汽。火星大氣非常多塵，含有許多直徑1.5微米左右的微粒，致使我們從火星地表看到的天空是黃褐色的。火星氣壓在0.4-0.87千帕之間，只有地球海平面附近氣壓的1%左右。
因為大氣稀薄，以及離太陽更遠，火星表面的溫度要比地球低許多。火星平均地表溫度是-46°C，冬季極地可以低達-143°C，夏季赤道正午則可以上升到35°C左右。
火星上還有塵暴，甚至能夠形成小型龍捲風。火星表面在經受太陽熱量後，會有大量塵埃被拋入大氣，較大型的塵暴就是這樣產生的。滿是塵埃的溫暖空氣上升，風也會變大，產生的塵暴能夠覆蓋幾千公里的範圍，持續時間可以長達幾個月。一旦發生塵暴，它們會把火星表面完全遮蔽。
火星大氣中還發現了微量的甲烷。它們像是地底的噴出物，來自某些特定的區域。火星快車探測器還在火星上檢測到了氨，但它們存在的時間相對較短。還不清楚是它們是怎麼產生的，有可能是火山。
木星。NASA / 凱西尼探測器
木星大氣
和地球一樣，木星上也有極光。但是木星的極光活動更加強烈，也鮮有停止之時。強大的輻射、木星的磁場，加上木衛一火山噴出的豐富物質，與木星電離層相互作用，製造出的光影秀確實十分壯觀。
木星也有暴戾的天氣模式。那裡的風速通常都在每秒100米左右，最高可達每小時630公里。幾小時內便可以產生一個風暴，一夜之間直徑便可以達到幾千公里。其中一個，也就是著名的大紅斑，在1600年代便已經出現。在歷史上，它反復地縮小和擴大，但最終可能還是會消失。
木星的雲層多為氨晶，可能也有氫硫化銨。這些雲位於木星的對流層頂部，在不同的緯度上，形成了沿赤道排列的雲帶。雲層的深度只有50公里左右，至少可以分為兩層，下方的厚重，上方的較薄。
氨層下方可能還有一層較薄的水雲，證據便是木星大氣中的閃電，它們可能就是因為水產生極性導致帶上不同的電荷引發的。觀察結果表明，這些放電比地球上的閃電強大上千倍。
土星。NASA / 凱西尼探測器
土星大氣
土星外層大氣含有96.3%的分子氫和3.25%的氦（按容量計）。這個氣體巨人也擁有較重的元素，但是其含量仍然未知。可能它們和太陽系形成初期的原始豐度相符。
人們在土星大氣中也發現了微量的氨、乙炔、乙烷、丙烷、磷化氫和甲烷。土星的雲層上部由氨晶構成，而下方是氫硫化銨和水。來自太陽的紫外線會導致上層大氣中的甲烷分解，引發一系列碳氫化學反應，反應的產物則會被渦流和擴散作用帶往底部。
土星大氣擁有木星那樣的帶狀條紋，但它赤道附近的條紋比較暗淡，也更寬闊。和木星雲層一樣，它們也能區分為上層和下層，且在不同的深度和壓力下表現出不同的化學成分。上部雲層的溫度在100-160K之間，壓力在0.5-2巴之間，雲層的主要成份是氨冰。
水冰雲主要分佈在壓力為2.5巴至9.5巴之間的區域，那裡的溫度範圍大約是185-270K。在這個氣層中，混合著氫硫化銨冰雲帶，它們所在區域的氣壓大約在2-6巴之間，溫度大約是290-235K。在更低的氣層中，氣壓在10-20巴之間，溫度在270-330K之間，那裡有一個由氨水溶液微滴構成的區域。
土星大氣中偶爾也會出現氣旋，和木星上的那種十分相似。木星上有大紅斑，土星上則會週期性地出現所謂的大白斑（巨大的白色氣旋）。這種現象非常獨特，但壽命很短，大約每個土星年（大約相當於30個地球年）發生一次，多出現在北半球的夏至時節。
這些斑點的寬度可以達到幾千公里，人們在1876年、1903年、1933年、1960年和1990年都曾看到過。2010年它又出現了，一個被稱為“北半球靜電干擾”的巨大白色雲帶環繞了整個土星，並被凱西尼探測器攝下。假如這些風暴出現的週期是固定的，那麼下一次它將在2020年之後出現。
偽彩色的土星北極六邊形風暴。NASA / 凱西尼探測器
天氣王星內部結構
天王星大氣
和地球一樣，天王星大氣層也可以根據溫度和氣壓分為多個層次。和其它氣體巨行星一樣，這個行星也沒有固體表面，科學家對其表面的定義是氣壓超過1巴（地球海平面氣壓）之處。遙感能力所及之處的一切——氣壓1巴之下大約300公里處，仍然是它的大氣層。
根據這些參考點，天王星大氣可以分為三層。第一層是對流層，位於距其“表面”大約-300公里至50千里處，氣壓在100至0.1巴之間。第二層是平流層，位於其“表面”50-4000公里處，氣壓在0.1至10^-10巴之間。
對流層是天王星大氣中密度最大的。此處溫度在46.85°C（底部）至-220°C（50公里）之間，上層區域是太陽系內最冷的地方。對流層是天王星產生熱力紅外輻射的主要區域，因此它的表面有效溫度是59.1±0.3K。
雲層位於對流層內——水雲位於氣壓最低處，它們的上方是氫硫化銨雲。氨和硫化氫雲又在後者之上。最頂層則是甲烷雲。
平流層的溫度在-220°C（上層）至527和577°C（熱層底部）之間，這裡的熱量大部分是由太陽輻射提供。平流層中含有甲烷霧，這些物質使行星呈現出平乏的外觀特徵。那裡還存在著乙炔和甲烷，這些霧圈有助於平流層保持溫度。
哈勃太空望遠鏡拍攝的天王星。NASA / 哈勃太空望遠鏡
最外層是熱層和“冕”，它們從距“表面”4000公里開始，一直擴展到50000公里處。這個區域的溫度大體一致，在577°C左右，原因是個謎。因為天王星和太陽距離十分遙遠，來自太陽的熱量不足以產生這麼高的溫度。
經過色彩處理的海王星大氣特徵圖片，標出了風速。Erich Karkoschka
海王星大氣
海王星大氣上部主要是90%的氫和19%的氦，同時含有少量的甲烷。和天王星一樣，這種物質能夠吸收紅光，因此它們都呈藍色調。但海王星色譯較深，更為鮮豔。因為海王星大氣含有的甲烷和天王星相似，因此肯定存在著某種未知的成分，使它擁有了如此奪目的色彩。
海王星大氣可被分成兩大區域：較低的對流層（溫度隨高度增加而下降），以及平流層（溫度隨高度增加而增加）。兩者間的對流層頂部氣壓大約是0.1巴。平流層氣壓降低到10^-5至10^-4毫巴處便是熱層的開始，隨後便逐漸地向外逸層過渡。
海王星的光譜分析結果表明它的平流層較低處因為聚集了大量紫外線和甲烷相互作用的產物而出現了一個霧圈，這些物質大部分是乙烷和乙炔。平流層也中也含有少量的二氧化碳和氫氰酸，從而導致海王星的平流層溫度高於天王星。
出於某種未知的原因，這個行星的熱層溫度異常地高達476.85°C。它離太陽非常遙遠，因此不可能是由紫外輻射導致的，必定存在著某種未被發現的產熱機制——有可能是大氣與離子在行星磁場中的相互作用導致的，也有可能是來自行星內部的引力波在大氣中消散產生的。
由於海王星不是固態的，因此它的大氣各部分的自轉速度不同。赤道區域的自轉週期大約是18小時，比行星磁場16.1小時的自轉速度低。而其極地區域的自轉週期是12小時。
這種自轉的差異在太陽系行星中是非常突出的，並由此產生了強大的緯度風和風暴。1989年旅行者2號探測器發現了三個令人印象深刻的風暴，並根據它們的特徵給予了命名。
這些大氣中的天氣系統同樣極端，強大的氣旋和塵暴能讓地球上的風暴相形見絀。儘管大部分對於我們所知的生命來說完全不友好，但可供我們研究的東西很多。
外逸層與外太空交織在一起，主要由密度極低的氫、氦和一系列較重的分子如氮、氧和二氧化碳構成。外逸層離地球過於遙遠，因此不會發生天氣現象。只有北極光和南極光偶爾會在外逸層底部和熱層的交界處閃耀。
地球上的平均地表溫度大約是14°C，但有一個變化範圍。有記錄的最高溫度為70.7°C，在伊朗的盧特沙漠中測得。最低則在南極冰原的蘇聯東方站，為-89.2°C。
火星的大氣極為稀薄。NASA
火星大氣
火星擁有一個非常稀薄的大氣，96%是二氧化碳，1.93%是氬，1.89%是氮，同時包含微量的氧和水汽。火星大氣非常多塵，含有許多直徑1.5微米左右的微粒，致使我們從火星地表看到的天空是黃褐色的。火星氣壓在0.4-0.87千帕之間，只有地球海平面附近氣壓的1%左右。
因為大氣稀薄，以及離太陽更遠，火星表面的溫度要比地球低許多。火星平均地表溫度是-46°C，冬季極地可以低達-143°C，夏季赤道正午則可以上升到35°C左右。
火星上還有塵暴，甚至能夠形成小型龍捲風。火星表面在經受太陽熱量後，會有大量塵埃被拋入大氣，較大型的塵暴就是這樣產生的。滿是塵埃的溫暖空氣上升，風也會變大，產生的塵暴能夠覆蓋幾千公里的範圍，持續時間可以長達幾個月。一旦發生塵暴，它們會把火星表面完全遮蔽。
火星大氣中還發現了微量的甲烷。它們像是地底的噴出物，來自某些特定的區域。火星快車探測器還在火星上檢測到了氨，但它們存在的時間相對較短。還不清楚是它們是怎麼產生的，有可能是火山。
木星。NASA / 凱西尼探測器
木星大氣
和地球一樣，木星上也有極光。但是木星的極光活動更加強烈，也鮮有停止之時。強大的輻射、木星的磁場，加上木衛一火山噴出的豐富物質，與木星電離層相互作用，製造出的光影秀確實十分壯觀。
木星也有暴戾的天氣模式。那裡的風速通常都在每秒100米左右，最高可達每小時630公里。幾小時內便可以產生一個風暴，一夜之間直徑便可以達到幾千公里。其中一個，也就是著名的大紅斑，在1600年代便已經出現。在歷史上，它反復地縮小和擴大，但最終可能還是會消失。
木星的雲層多為氨晶，可能也有氫硫化銨。這些雲位於木星的對流層頂部，在不同的緯度上，形成了沿赤道排列的雲帶。雲層的深度只有50公里左右，至少可以分為兩層，下方的厚重，上方的較薄。
氨層下方可能還有一層較薄的水雲，證據便是木星大氣中的閃電，它們可能就是因為水產生極性導致帶上不同的電荷引發的。觀察結果表明，這些放電比地球上的閃電強大上千倍。
土星。NASA / 凱西尼探測器
土星大氣
土星外層大氣含有96.3%的分子氫和3.25%的氦（按容量計）。這個氣體巨人也擁有較重的元素，但是其含量仍然未知。可能它們和太陽系形成初期的原始豐度相符。
人們在土星大氣中也發現了微量的氨、乙炔、乙烷、丙烷、磷化氫和甲烷。土星的雲層上部由氨晶構成，而下方是氫硫化銨和水。來自太陽的紫外線會導致上層大氣中的甲烷分解，引發一系列碳氫化學反應，反應的產物則會被渦流和擴散作用帶往底部。
土星大氣擁有木星那樣的帶狀條紋，但它赤道附近的條紋比較暗淡，也更寬闊。和木星雲層一樣，它們也能區分為上層和下層，且在不同的深度和壓力下表現出不同的化學成分。上部雲層的溫度在100-160K之間，壓力在0.5-2巴之間，雲層的主要成份是氨冰。
水冰雲主要分佈在壓力為2.5巴至9.5巴之間的區域，那裡的溫度範圍大約是185-270K。在這個氣層中，混合著氫硫化銨冰雲帶，它們所在區域的氣壓大約在2-6巴之間，溫度大約是290-235K。在更低的氣層中，氣壓在10-20巴之間，溫度在270-330K之間，那裡有一個由氨水溶液微滴構成的區域。
土星大氣中偶爾也會出現氣旋，和木星上的那種十分相似。木星上有大紅斑，土星上則會週期性地出現所謂的大白斑（巨大的白色氣旋）。這種現象非常獨特，但壽命很短，大約每個土星年（大約相當於30個地球年）發生一次，多出現在北半球的夏至時節。
這些斑點的寬度可以達到幾千公里，人們在1876年、1903年、1933年、1960年和1990年都曾看到過。2010年它又出現了，一個被稱為“北半球靜電干擾”的巨大白色雲帶環繞了整個土星，並被凱西尼探測器攝下。假如這些風暴出現的週期是固定的，那麼下一次它將在2020年之後出現。
偽彩色的土星北極六邊形風暴。NASA / 凱西尼探測器
天氣王星內部結構
天王星大氣
和地球一樣，天王星大氣層也可以根據溫度和氣壓分為多個層次。和其它氣體巨行星一樣，這個行星也沒有固體表面，科學家對其表面的定義是氣壓超過1巴（地球海平面氣壓）之處。遙感能力所及之處的一切——氣壓1巴之下大約300公里處，仍然是它的大氣層。
根據這些參考點，天王星大氣可以分為三層。第一層是對流層，位於距其“表面”大約-300公里至50千里處，氣壓在100至0.1巴之間。第二層是平流層，位於其“表面”50-4000公里處，氣壓在0.1至10^-10巴之間。
對流層是天王星大氣中密度最大的。此處溫度在46.85°C（底部）至-220°C（50公里）之間，上層區域是太陽系內最冷的地方。對流層是天王星產生熱力紅外輻射的主要區域，因此它的表面有效溫度是59.1±0.3K。
雲層位於對流層內——水雲位於氣壓最低處，它們的上方是氫硫化銨雲。氨和硫化氫雲又在後者之上。最頂層則是甲烷雲。
平流層的溫度在-220°C（上層）至527和577°C（熱層底部）之間，這裡的熱量大部分是由太陽輻射提供。平流層中含有甲烷霧，這些物質使行星呈現出平乏的外觀特徵。那裡還存在著乙炔和甲烷，這些霧圈有助於平流層保持溫度。
哈勃太空望遠鏡拍攝的天王星。NASA / 哈勃太空望遠鏡
最外層是熱層和“冕”，它們從距“表面”4000公里開始，一直擴展到50000公里處。這個區域的溫度大體一致，在577°C左右，原因是個謎。因為天王星和太陽距離十分遙遠，來自太陽的熱量不足以產生這麼高的溫度。
經過色彩處理的海王星大氣特徵圖片，標出了風速。Erich Karkoschka
海王星大氣
海王星大氣上部主要是90%的氫和19%的氦，同時含有少量的甲烷。和天王星一樣，這種物質能夠吸收紅光，因此它們都呈藍色調。但海王星色譯較深，更為鮮豔。因為海王星大氣含有的甲烷和天王星相似，因此肯定存在著某種未知的成分，使它擁有了如此奪目的色彩。
海王星大氣可被分成兩大區域：較低的對流層（溫度隨高度增加而下降），以及平流層（溫度隨高度增加而增加）。兩者間的對流層頂部氣壓大約是0.1巴。平流層氣壓降低到10^-5至10^-4毫巴處便是熱層的開始，隨後便逐漸地向外逸層過渡。
海王星的光譜分析結果表明它的平流層較低處因為聚集了大量紫外線和甲烷相互作用的產物而出現了一個霧圈，這些物質大部分是乙烷和乙炔。平流層也中也含有少量的二氧化碳和氫氰酸，從而導致海王星的平流層溫度高於天王星。
出於某種未知的原因，這個行星的熱層溫度異常地高達476.85°C。它離太陽非常遙遠，因此不可能是由紫外輻射導致的，必定存在著某種未被發現的產熱機制——有可能是大氣與離子在行星磁場中的相互作用導致的，也有可能是來自行星內部的引力波在大氣中消散產生的。
由於海王星不是固態的，因此它的大氣各部分的自轉速度不同。赤道區域的自轉週期大約是18小時，比行星磁場16.1小時的自轉速度低。而其極地區域的自轉週期是12小時。
這種自轉的差異在太陽系行星中是非常突出的，並由此產生了強大的緯度風和風暴。1989年旅行者2號探測器發現了三個令人印象深刻的風暴，並根據它們的特徵給予了命名。
這些大氣中的天氣系統同樣極端，強大的氣旋和塵暴能讓地球上的風暴相形見絀。儘管大部分對於我們所知的生命來說完全不友好，但可供我們研究的東西很多。