Planeettojen kaasukehät

Planeettojen kaasukehät ovat planeettojen ympärillä olevia kaasuvaippoja. Niiden koostumus riippuu saatavien aineiden lisäksi siitä, mitä aineita planeetta pystyy kaasukehässään pidättelemään. Hyvin suurilla planeetoilla raskas kaasukehä nesteytyy suurissa paineissa. Näin on muun muassa Jupiterilla.

Kaasukehää tuottavat tulivuoren purkaukset, pinnalta tapahtuva haihtuminen tai sublimaatio ja kosmisen hiukkassäteilyn sekä Auringon säteilyn ja mikrometeorien kaasuosasia pinnasta irrottava vaikutus. Kaasua tuottaa myös kivien rapautuminen ja komeettatörmäykset.

Kaasukehä karkaa avaruuteen muun muassa molekyylien lämpöliikkeen takia mihin monesti liittyy kosmisen säteilyn tai Auringon säteilyn molekyylejä hajottava vaikutus. Hajonneen molekyylin atomit ovat kevyempiä kuin alkuperäinen molekyyli ja karkaavat siksi helpommin avaruuteen. Esimerkiksi vesihöyry haihtuu avaruuteen, jos se nousee kyllin korkealla. Noin 20 kilometrin korkeudessa, otsonikerroksen yläpuolella Auringon ultraviolettisäteily alkaa hajottaa vesimolekyylejä vedyksi ja hapeksi. Yli 150 kilometrin korkeudessa vesihöyryn molekyylit ovat täysin ja varmasti hajonneet. Jos planeetta on kevyt, se ei kykene pidättelemään kuin raskaita kaasuja, tai ei kaasuja ollenkaan. Esimerkiksi Maan Kuulla ei ole kaasukehää, koska sen painovoima ja pakonopeus ovat pieniä. Lähempänä Aurinkoa on kuumempaa ja kaasujen lämpöliike on nopeampaa joten kaasut karkaavat helpommin. Marsista happi ja typpi karkaavat melko nopeasti pois, koska planeetan painovoima ja pakonopeus ovat pienet. Maasta karkaavat vety ja helium. Lisäksi aurinkotuuli puhaltaa kaasukehää ja edistää sen karkaamista avaruuteen. Maalla sen magneettikenttä suojaa aurinkotuulelta mutta esimerkiksi Marsilla tätä ei ole.

Kaasukehää tai sen osia voi tiivistyä tilapäisesti tai pysyvästi planeetan pinnalle lämpötilan laskiessa. Jotkin kivet voivat reagoida joidenkin kaasukehän kaasujen kanssa ja niin sitoa kaasua itseensä.

Planeettojen ja kuiden kaasukehiä 

Käytännössä kaasukehättömän Merkuriuksen pakonopeus on 4 400 m/s ja lämpötila 130–770 K. Sieltä niin kuin Kuustakin karkaa myös hiilidioksidi.

Hyvin kuuma, mutta suunnilleen Maan kokoinen Venus ei kykene pidättelemään vesihöyryä kaasukehässään, mutta viileämpi, suunnilleen samankokoinen Maa pystyy.. Maassa ja Venuksessakin pysyvät happi ja typpi, mutteivät vety ja helium. Titan ei kykene pidättelemään kaasukehässä vesihöyryä, joka tosin jäätyy sen oloissa. Maan kaasukehälle on ominaista lämpötilan kasvu stratosfäärissä 7/18–50 km:n korkeudessa. Venuksella ja Marsilla ei ole Maan tyyppistä tropopaussia ja stratosfääriä, mesosfääri alkaa suoraan 45–55 km:n korkeudessa ja lämpötila putoaa jatkuvasti. Maassahan stratosfääriä lämmittää otsoni.

Lisätietoja planeettojen/kuiden kaasukehistä

Kaasukehän kaasupylväs on neliömetrin alainen kaasupylväs, joka ulottuu koko kaasukehän korkeudelle.
Kun tämän massa kerrotaan koko planeetan alalla, saadaan kaasukehän massa. Todellisissa kaasukehissä kaasun tiheys vaihtelee eri puolilla planeettaa.

Vertailutieto: tulivuoren purkauskaasujen koostumus
80 % H2O vesihöyryä
12 % CO2
6.5 % SO2
1.3 % N2
0.6 % H2
0.4 % CO

Planeettojen kaasukehiä

Planeetan kaasukehän laskemista 
Jotta kaasu pysyisi planeetan kaasukehässä, sen lämpöliikkeen eli äänen nopeuden kaasussa on oltava huomattavasti pienempi kuin planeetan pakonopeuden.

Planeetan pakonopeus riippuu planeetan läpimitasta:

,

missä
 on pakonopeus, Maan pakonopeus 11190 m/s
 on gravitaatiovakio 6,67384E-11 N m2 kg-2
 on planeetan massa, Maan massa on 5,9737E24 kg 
ja  on planeetan säde, Maan päiväntasaajasäde on 6382640 m

Jos kaasu liikkuu ilmakehässä pakonopeutta suuremmilla nopeuksilla, se karkaa avaruuteen.
Kuulla on hyvin pieni pakonopeus Maahan verrattuna, koska se on maata kevyempi ja eikä niin tiheä kuin Maa.
Siksi se ei kykene pidättelemään kaasukehää.

Lämpimämmiltä planeetoilta karkaa enemmän kaasua pois ilmakehästä avaruuteen kuin kylmemmiltä, koska suuremmassa lämpötilassa kaasuosasten lämpöliike on voimakkaampaa.
Auringon lämmittäessä kaasukehän kaasua sen osaset saavuttavat tietyn nopeusjakauman.
Jotkin kaasuhiukkaset saattavat liikkua auringon säteilyn kiihdyttämänä jopa viisi kertaa kaasumolekyylien keskimääräistä nopeutta nopeammin.
Kevyet kaasut kuten vety liikkuvat raskaampia kaasuja, esimerkiksi happea ja hiilidioksidia vikkelämmin.

Ideaalisen kaasumolekyylin keskinopeus voidaan laskea seuraavasti:
 
,

missä
 on kaasun keskinopeus (keskimääräinen lämpöliike, äänen nopeus),
 on Boltzmannin vakio, 1,3806504E-23
 on keskilämpötila kelvineissä, Maan keskilämpötila 288 K
ja  on kaasumolekyylin keskimääräinen massa atomimassayksikköinä, Atomimassayksikkö on 1,660540E−27 kg.

Esimerkiksi vetymolekyylille  molekyylimassa on 2, hapelle 32, hiilidioksidille 44 ja vesihöyrylle 18 atomimassayksikköä. Niinpä happimolekyylin massa 
on noin 5,3E-26 kg.

Ideaalikaasun yksittäisten osasten keskinopeus noudattaa Maxwellin nopeusjakaumaa, jossa keskinopeuden yläpuolella
liikkuu huomattava osa kaasumolekyyleistä. Näin ollen suuri osa kaasua karkaa avaruuteen, jos kaasuosaset liikkuvat planeetan pakonopeudella tai vaikkapa murto-osalla tästä.
Jos nopeusjakauman keskiarvo  on sama kuin planeetan pakonopeus, kaasukehä karkaa hyvin nopeasti.

Koska kaasumolekyylien nopeusjakauma on liukuva, ei osata sanoa tarkkaa rajaa sille, missä ajassa ja miten suurelta planeetalta tietyistä kaasuista, esimerkiksi hapesta ja typestä koostuva kaasukehä karkaa. Käytännössä voidaan sanoa, että puolet kaasukehästä pysyy planeetan pinnalla 1000 miljoonaa vuotta jos  eli kaasuhiukkasten keskinopeus on alle viidesosa pakonopeudesta.
Mutta jos kaasumolekyylit liikkuvat neljäsosan nopeudella, kaasu pysyy ilmakehässä vain muutamia tuhansia vuosia, ja kolmasosan nopeudella pakonopeudesta vain muutaman viikon.

Nyrkkisääntönä pidetään monesti, että planeetta pystyy pitämään pitkiä aikoja (miljardeja vuosia) kaasua, jos

,

missä
 on planeetan pakonopeus,
 on Boltzmannin vakio,
 on lämpötila (Kelvineissä),
ja  on keskimääräinen molekyylipaino, joka on esim. vetymolekyylille 2 atomimassayksikköä eli noin 3,32 e -27

Jolloin kaasu pysyy kaasukehässä, jos sen molekyylipaino

,

missä
 on molekyylipaino,
 on Boltzmannin vakio,
 on planeetan säde,
 on planeetan massa,
 on gravitaatiovakio,
ja  on planeetan pintalämpötila.

Erään toisen teorian mukaan kaasu pysyy varmasti kaasukehässä Aurinkokunnan eliniän, jos sen keskimääräisen liikenopeuden kymmenesosa on suurempi kuin pakonopeus, . Kaasu pysyy jonkin aikaa, 
jos ., ja jos , kaasu karkaa nopeasti.

Maalle näyttää olevan ominaista, että se heliumin liikenopeus on suurempi kuin Maan pakonopeuden kuudesosa eli  . Happi liikkuu Maan ilmakehässä suunnilleen nopeudella 0,46 km/s 0-asteessa ja vety nopeudella 1,84 km/s. Maan pakonopeus on 11,2 km/s. 

Jos siis planeetta on huomattavasti kevyempi kuin Maa, sen pinnalta karkaa suuri osa kaasusta pois kuten Marsissa on käynyt.
Marsin massa on noin 0,15 Maan massasta. Pakonopeus on siellä noin 5 km/s. Keskilämpötila on 210 kelviniä. Näissä oloissa Marsilla on vain ohut ilmakehä, jonka paine on alle prosentin maan ilmanpaineesta eli 0,7–0,9 kPa.

Kaasun paine planeetan pinnalla 
Kaasun painetta planeetan pinnalla ei kyetä laskemaan, jos ei tunneta kaasuosasten määrää. Silti voidaan laskea skaalakorkeus H, jonka pohjalta voidaan päätellä, että esimerkiksi planeetan, jonka painovoima pinnalla on 0,5 g ja joka omaa samankaltaisen ilmamäärän kuin Maa, ilmanpaine pinnalla on 0,5 ilmakehää, eli juuri ja juuri hengityskelpoinen. Joissain yhteyksissä on käytetty Maan ja Marsin ilmanpaineista johdettua arviota, jonka mukaan ilmanpaine olisi suunnilleen planeetan massa potenssiin kaksi. 
. Toisaalta jos samantyyppisen ilmakehän omaavia Marsia ja Venusta verraten tullaan siihen tulokseen, että potenssi onkin suunnilleen 4.

Kaasujen liikenopeuksia eri lämpötiloissa

Katso myös 
Ilmakehä
Elinkelpoinen vyöhyke
Elinkelpoinen planeetta
Pakonopeus
Pintagravitaatio
Skaalakorkeus
Lämpöliike
Kaasukehän pako

Lähteet
Tähtitieteen perusteet, Hannu Karttunen et al, 5. laitos, Ursa Helsinki 2010, Ursan julkaisuja 119, ISBN 978-952-5329-82-7

Aiheesta muualla 
Prof. Bagenal, Fran: "Planetary Atmospheres ASTR3720" (kurssimateriaali), Spring 2005.
Sanchez-Lavega, Agustin, Perez-Hoyos, Santiago, Hueso, Ricardo: "Clouds in planetary atmospheres: A useful application of the Clausios-Clapeyron equation", 23.6.2003. 

Planeetat