Atmósfera extraterrestre

Debido a su pequeño tamaño (y, por lo tanto, su poca gravedad), Mercurio no tiene una atmósfera sustancial. Su atmósfera extremadamente delgada consiste principalmente en una pequeña cantidad de helio y trazas de sodio, potasio y oxígeno. Estos gases provienen del viento solar, la descomposición radiactiva, impactos de meteoritos y la descomposición de la corteza de Mercurio.^[6][7] La atmósfera de Mercurio no es estable y se renueva constantemente porque sus átomos escapan al espacio debido al calor del planeta.

La atmósfera de Venus está compuesta principalmente de dióxido de carbono. Contiene pequeñas cantidades de nitrógeno y de otros oligoelementos, incluidos compuestos basados en hidrógeno, nitrógeno, azufre, carbono y oxígeno.^[8] La atmósfera de Venus es mucho más caliente y densa que la de la Tierra, aunque más superficial. Los gases de efecto invernadero calientan la atmósfera inferior, pero enfrían la atmósfera superior, lo que lleva a termosferas compactas.^[9][10] Según algunas definiciones, Venus no tiene estratosfera.

La troposfera comienza en la superficie y se extiende hasta una altitud de 65 km (una altitud en la que la mesosfera ya se ha alcanzado en la Tierra). En la cima de la troposfera, la temperatura y la presión alcanzan niveles similares a los de la Tierra. Los vientos en la superficie son de pocos metros por segundo, alcanzando 70 m/s o más en la troposfera superior. La estratosfera y la mesosfera se extienden desde los 65 km hasta los 95 km de altura. La termosfera y la exosfera comienzan alrededor de los 95 km, alcanzando finalmente el límite de la atmósfera a unos 220 a 250 km.

La presión del aire en la superficie de Venus es aproximadamente 92 veces la de la Tierra. La enorme cantidad de CO₂ en la atmósfera crea un fuerte efecto invernadero, elevando la temperatura de la superficie a alrededor de 470 °C, más caliente que la de cualquier otro planeta en el sistema solar.

La atmósfera marciana es muy delgada y está compuesta principalmente de dióxido de carbono, con algo de nitrógeno y argón. La presión superficial promedio en Marte es de 0,6 a 0,9 kPa, en comparación con aproximadamente 101 kPa para la Tierra. Esto resulta en una inercia térmica atmosférica mucho menor y, como consecuencia, Marte está sujeto a fuertes mareas térmicas que pueden cambiar la presión atmosférica total hasta en un 10 %. La atmósfera delgada también aumenta la variabilidad de la temperatura del planeta. Las temperaturas superficiales marcianas varían desde mínimos de aproximadamente -140 °C durante los inviernos polares hasta máximos de hasta 20 °C en los veranos.

Entre las misiones Viking y Mars Global Surveyor, Marte experimentó «temperaturas atmosféricas globales mucho más frías (de 10 a 20 K) durante el período de perihelio de 1997 frente a 1977» y «que la atmósfera de afelio global de Marte es más fría, menos polvorienta y más nublada de lo indicado por la climatología de Viking»,^[11] con «temperaturas atmosféricas generalmente más frías y una menor carga de polvo en las últimas décadas en Marte que durante la misión Viking».^[12] La sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRS) , aunque abarca un conjunto de datos mucho más corto, no muestra ningún calentamiento de la temperatura media del planeta, y sí un posible enfriamiento. «Las temperaturas del MCS MY 28 son en promedio de 0,9 K (diurno) y 1,7 K (nocturno) más frías que las medidas de TES MY 24».^[13] Local y regionalmente, sin embargo, los cambios en los pozos en la capa de dióxido de carbono congelado en el polo sur marciano observados entre 1999 y 2001 sugieren que el casquete polar sur está disminuyendo. Observaciones más recientes indican que el polo sur de Marte continúa derritiéndose. «Se está evaporando ahora mismo a un ritmo prodigioso», dice Michael Malin, investigador principal de la Mars Orbiter Camera (cámara del orbitador de Marte).^[14] Los pozos en el hielo crecen aproximadamente 3 metros por año. Malin afirma que las condiciones en Marte no son actualmente propicias para la formación de nuevo hielo. Un sitio web ha sugerido que esto indica un cambio climático en curso en Marte.^[15] Múltiples estudios sugieren que esto puede ser un fenómeno local en lugar de global.^[16]

Colin Wilson ha propuesto que las variaciones observadas son causadas por irregularidades en la órbita de Marte.^[17] William Feldman especula que el calentamiento podría deberse a que Marte podría estar saliendo de una era glacial.^[18] Otros científicos afirman que el calentamiento puede ser el resultado de cambios en el albedo debido a tormentas de polvo.^[19][20] El estudio predice que el planeta podría seguir calentándose, como resultado de una retroalimentación positiva.^[20]

El 7 de junio de 2018, la NASA anunció que el rover Curiosity detectó una variación estacional cíclica en el metano atmosférico, así como la presencia de querógeno y otros compuestos orgánicos complejos.^{[21][22][23][24][25][26][27][28]}

Los cuatro planetas exteriores del sistema solar son todos planetas gigantes: los gigantes gaseosos Júpiter y Saturno y los gigantes helados Urano y Neptuno. Todos comparten algunas características atmosféricas comunes. Todos tienen atmósferas que son principalmente hidrógeno y helio y que se fusionan con el interior líquido a presiones mayores que la presión crítica, por lo que no hay un límite claro entre la atmósfera y el cuerpo.

La atmósfera superior de Júpiter está compuesta de aproximadamente un 75 % de hidrógeno y un 24 % de helio por masa, con el 1 % restante compuesto por otros elementos. El interior contiene materiales más densos, de modo que la distribución es aproximadamente un 71 % de hidrógeno, un 24 % de helio y un 5 % de otros elementos en masa. La atmósfera contiene trazas de metano, vapor de agua, amoniaco y compuestos basados en silicio. También hay trazas de carbono, etano, sulfuro de hidrógeno, neón, oxígeno, fosfina y azufre. La capa más externa de la atmósfera contiene cristales de amoniaco congelado, posiblemente superpuesta por una delgada capa de agua.

Júpiter está cubierto con una capa de nubes de aproximadamente 50 km de profundidad. Las nubes están compuestas de cristales de amoniaco y posiblemente hidrosulfuro de amonio. Las nubes se encuentran en la tropopausa y están organizadas en bandas de diferentes latitudes, conocidas como regiones tropicales. Estas se subdividen en zonas de tonos más claros y cinturones más oscuros. Las interacciones de estos patrones de circulación conflictivos causan tormentas y turbulencia. La característica más conocida de la capa de nubes es la Gran Mancha Roja, una tormenta anticiclónica persistente ubicada 22° al sur del ecuador que es más grande que la Tierra. En el 2000, se produjo una peculiaridad atmosférica en el hemisferio sur que es similar en apariencia a la Gran Mancha Roja, pero de menor tamaño. Esta formación fue nombrada Pequeña Mancha Roja.

Las observaciones de la tormenta Pequeña Mancha Roja sugieren que Júpiter podría estar en un período de cambio climático global.^[29][30] Se ha hipotetizado que esto es parte de un ciclo climático global de aproximadamente 70 años, caracterizado por la formación relativamente rápida, la posterior erosión lenta y fusión de vórtices ciclónicos y anticiclónicos en la atmósfera de Júpiter. Estos vórtices facilitan el intercambio de calor entre los polos y el ecuador. Si se han erosionado lo suficiente, el intercambio de calor se reduce fuertemente y las temperaturas regionales pueden cambiar hasta en 10 K, con los polos enfriándose y la región ecuatorial calentándose. La gran diferencia de temperatura resultante desestabiliza la atmósfera y, por lo tanto, conduce a la creación de nuevos vórtices.^[31][32]

La atmósfera exterior de Saturno está compuesta por aproximadamente un 93,2 % de hidrógeno y un 6,7 % de helio. También se han detectado trazas de amoníaco, acetileno, etano, fosfina y metano. Al igual que en Júpiter, las nubes superiores de Saturno están compuestas por cristales de amoníaco, mientras que las nubes de nivel inferior parecen estar formadas por hidrosulfuro de amonio (NH₄SH) o agua.

La atmósfera de Saturno es en varios aspectos similar a la de Júpiter. Presenta un patrón de bandas similar al de Júpiter y ocasionalmente exhibe óvalos de larga duración causados por tormentas. Una formación de tormenta análoga a la Gran Mancha Roja de Júpiter, la Gran Mancha Blanca, es un fenómeno de corta duración que se forma con una periodicidad aproximada de 30 años. Fue observada por última vez en 1990. Sin embargo, las tormentas y el patrón de bandas son menos visibles y activos que los de Júpiter, debido a las nieblas de amoníaco superpuestas en la troposfera de Saturno.

La atmósfera de Saturno tiene varias características inusuales. Sus vientos están entre los más rápidos del sistema solar, con datos del Voyager que indican vientos del este máximos de 500 m/s. También es el único planeta con un vórtice polar cálido, y es el único planeta además de la Tierra donde se han observado nubes de pared del ojo en estructuras similares a huracanes.

La atmósfera de Urano está compuesta principalmente de gas y diversos hielos. Es aproximadamente un 83 % de hidrógeno, un 15 % de helio, un 2 % de metano y trazas de acetileno. Al igual que Júpiter y Saturno, Urano tiene una capa de nubes en bandas, aunque no es fácilmente visible sin la mejora de imágenes visuales del planeta. A diferencia de los planetas gigantes más grandes, las bajas temperaturas en la capa de nubes superior de Urano, hasta 50 K, provocan la formación de nubes de metano en lugar de amoníaco.

Se ha observado menos actividad de tormentas en la atmósfera de Urano que en las de Júpiter o Saturno, debido a las nieblas de metano y acetileno superpuestas que hacen que el planeta parezca un globo azul claro y uniforme.^{[cita requerida]} Imágenes tomadas en 1997 con el telescopio espacial Hubble mostraron actividad de tormentas en esa parte de la atmósfera que emergía del invierno uraniano de 25 años. La falta general de actividad de tormentas puede estar relacionada con la ausencia de un mecanismo de generación de energía interna en Urano, una característica única entre los planetas gigantes.^[33]

La atmósfera de Neptuno es similar a la de Urano. Es aproximadamente un 80 % de hidrógeno, un 19 % de helio y un 1,5 % de metano. Sin embargo, la actividad meteorológica en Neptuno es mucho más intensa y su atmósfera es ligeramente más azul que la de Urano.^[34] Las capas superiores de la atmósfera alcanzan temperaturas de aproximadamente 55 K, dando lugar a nubes de metano en su troposfera, lo que le da al planeta su color azul ultramar. Las temperaturas aumentan de forma constante a medida que se profundiza en la atmósfera.

Neptuno tiene sistemas climáticos extremadamente dinámicos, incluyendo las velocidades de viento más altas del sistema solar, que se cree que están impulsadas por el flujo de calor interno. Los vientos típicos en la región ecuatorial pueden alcanzar velocidades de alrededor de 350 m/s (comparable a la velocidad del sonido a temperatura ambiente en la Tierra,^[35] es decir, 343,6 m/s), mientras que los sistemas de tormentas pueden tener vientos que alcanzan hasta alrededor de 900 m/s en la atmósfera de Neptuno. Se han identificado varios sistemas de tormentas grandes, incluyendo la Gran Mancha Oscura, un sistema de tormenta ciclónica del tamaño de Eurasia, el Scooter, un grupo de nubes blancas más al sur que la Gran Mancha Oscura y la Pequeña Mancha Oscura, una tormenta ciclónica del sur.

Neptuno, el planeta más lejano de la Tierra, ha aumentado en brillo desde 1980. El brillo de Neptuno está estadísticamente correlacionado con su temperatura estratosférica. Hammel y Lockwood plantean la hipótesis de que el cambio en el brillo incluye un componente de variación solar así como un componente estacional, aunque no encontraron una correlación estadísticamente significativa con la variación solar. Proponen que la resolución de esta cuestión se aclarará con observaciones de brillo en los próximos años: el forzamiento por un cambio en la latitud subsolar debería reflejarse en un aplanamiento y declive del brillo, mientras que el forzamiento solar debería reflejarse en un aplanamiento y luego un aumento renovado del brillo.^[36]

Diez de los numerosos satélites naturales en el sistema solar se sabe que tienen atmósferas: Europa, Ío, Calisto, Encélado, Ganímedes, Titán, Rea, Dione, Tritón y la Luna de la Tierra. Ganímedes y Europa tienen atmósferas de oxígeno muy tenues, que se cree que se producen por la radiación que divide el hielo de agua presente en la superficie de estos satélites en hidrógeno y oxígeno. Ío tiene una atmósfera extremadamente delgada que consiste principalmente en dióxido de azufre (SO
2), derivada del vulcanismo y la sublimación impulsada por la luz solar de depósitos de dióxido de azufre en la superficie. La atmósfera de Encélado también es extremadamente delgada y variable, compuesta principalmente por vapor de agua, nitrógeno, metano y dióxido de carbono expulsados del interior del satélite a través del criovulcanismo. La atmósfera de dióxido de carbono extremadamente delgada de Calisto se cree que se repone por sublimación de depósitos en la superficie.

Titán tiene de lejos la atmósfera más densa de cualquier satélite. La atmósfera de titán es, de hecho, más densa que la de la Tierra con una presión superficial de 147 kPa, una vez y media la de la Tierra. La atmósfera es 94,2 % nitrógeno, 5,65 % metano y 0,099 % hidrógeno,^[37] con el 1,6 % restante compuesto por otros gases como hidrocarburos (incluyendo etano, diacetileno, metilacetileno, cianoacetileno, acetileno, propano), argón, dióxido de carbono, monóxido de carbono, cianógeno, cianuro de hidrógeno y helio. Se cree que los hidrocarburos se forman en la atmósfera superior de Titán en reacciones resultantes de la descomposición del metano por la luz ultravioleta del Sol, produciendo una espesa niebla naranja. Titán no tiene campo magnético y a veces orbita fuera de la magnetosfera de Saturno, exponiéndolo directamente al viento solar. Esto puede ionizar y llevarse algunas moléculas de la parte superior de la atmósfera.

La atmósfera de Titán soporta una capa de nubes opaca que oscurece las características de la superficie de Titán en longitudes de onda visibles. La calima que se puede ver en la imagen adyacente contribuye al efecto antiinvernadero de la luna y reduce la temperatura al reflejar la luz solar lejos del satélite. La atmósfera gruesa bloquea la mayor parte de la luz de longitud de onda visible del Sol y otras fuentes para que no llegue a la superficie de Titán.

Tritón, la luna más grande de Neptuno, tiene una atmósfera de nitrógeno tenue con pequeñas cantidades de metano. La presión atmosférica de Tritón es de aproximadamente 1 Pa. La temperatura superficial es de al menos 35,6 K, con la atmósfera de nitrógeno en equilibrio con el hielo de nitrógeno en la superficie de Tritón.

Tritón ha aumentado en temperatura absoluta en un 5 % desde 1989 hasta 1998.^[38][39] Un aumento similar de temperatura en la Tierra equivaldría a un incremento de aproximadamente 11 °C en nueve años. «Al menos desde 1989, Tritón ha estado experimentando un período de calentamiento global. En términos porcentuales, es un aumento muy grande», dijo James L. Elliot, quien publicó el informe.^[38]

Tritón se está acercando a una temporada de verano inusualmente cálida que ocurre solo una vez cada pocos cientos de años. Elliot y sus colegas creen que la tendencia de calentamiento de Tritón podría estar impulsada por cambios estacionales en la absorción de energía solar por sus casquetes polares. Una sugerencia para este calentamiento es que se debe a cambios en los patrones de escarcha en su superficie. Otra es que el albedo del hielo ha cambiado, permitiendo que se absorba más calor del Sol.^[40] Bonnie J. Buratti et al. argumentan que los cambios en la temperatura son el resultado de la deposición de material oscuro y rojo de procesos geológicos en el satélite, como la ventilación masiva. Debido a que el albedo de Bond de Tritón está entre los más altos dentro del sistema solar, es sensible a pequeñas variaciones en el albedo espectral.^[41]

Plutón - Norgay Montes (izquierda, primer plano); Hillary Montes (izquierda-línea del horizonte); Sputnik Planitia (derecha)
La vista cerca del atardecer incluye varias capas de neblina atmosférica.

Plutón tiene una atmósfera extremadamente delgada que consiste en nitrógeno, metano y monóxido de carbono, derivados de los hielos en su superficie.^[42] Dos modelos^[43][44] muestran que la atmósfera no se congela completamente y colapsa cuando Plutón se aleja del Sol en su órbita extremadamente elíptica. Sin embargo, otros modelos sí muestran esto. Plutón necesita 248 años para una órbita completa y ha sido observado durante menos de un tercio de ese tiempo. Tiene una distancia promedio de 39 UA del Sol, por lo que los datos detallados de Plutón son escasos y difíciles de recolectar. La temperatura se infiere indirectamente para Plutón; cuando pasa frente a una estrella, los observadores notan qué tan rápido disminuye la luz. A partir de esto, deducen la densidad de la atmósfera y eso se usa como un indicador de la temperatura.

Un evento de ocultación ocurrió en 1988. Las observaciones de una segunda ocultación el 20 de agosto de 2002 sugieren que la presión atmosférica de Plutón se ha triplicado, indicando un calentamiento de aproximadamente 2 °C,^[45][46] como predijeron Hansen y Paige.^[47] El calentamiento «probablemente no está conectado con el de la Tierra», dice Jay Pasachoff.^[48] Un astrónomo ha especulado que el calentamiento puede ser el resultado de actividad eruptiva, pero es más probable que la temperatura de Plutón esté fuertemente influenciada por su órbita elíptica. Estuvo más cerca del Sol en 1989 (perihelio) y se ha alejado lentamente desde entonces. Si tiene alguna inercia térmica, se espera que se caliente durante un tiempo después de pasar por el perihelio.^[49] David J. Tholen dice que «Esta tendencia de calentamiento en Plutón podría durar fácilmente otros 13 años».^[45] También se ha sugerido que un oscurecimiento del hielo superficial puede ser la causa, pero se necesitan datos adicionales y modelado. La distribución de escarcha en la superficie de Plutón está significativamente afectada por la alta oblicuidad del planeta enano.^[50]

Las enanas marrones tienen una atmósfera que produce un espectro que va desde la clase M tardía, pasando por la clase L, la clase T y finalmente llegando a la enana clase Y con una temperatura decreciente. La atmósfera es rica en hidrógeno y una enana marrón es un 70 % de hidrógeno por masa.^[51] Varios compuestos químicos están presentes en la atmósfera de las enanas marrones y su importancia para dar forma al espectro cambia con la temperatura. El metano y el vapor de agua, por ejemplo, se vuelven más prominentes para las enanas marrones más frías.^[52]

Las propiedades físicas pueden influir significativamente en la atmósfera. Una baja gravedad superficial de enanas marrones de baja masa u objetos de masa planetaria puede llevar la atmósfera a un desequilibrio químico.^[53] La metalicidad puede influir en la cantidad de metano en la atmósfera y en el caso extremo de WISEA 1810-1010 la nivel del metano es indetectable.

Existen varios modelos para las nubes en la atmósfera de las enanas marrones. Cerca de la transición L/T, estas nubes están formadas por hierro de espesor variable o por una capa de nubes de silicato irregulares sobre una capa espesa de nubes de hierro.^[54] Por otro lado, las enanas T tardías y las enanas Y tempranas tienen nubes formadas por cromo y cloruro de potasio, así como varios sulfuros. A la temperatura más baja de algunas enanas Y podrían existir nubes de agua y posiblemente nubes de dihidrógeno fosfato de amonio.^[55]

Las enanas marrones que flotan libremente giran más rápido que Júpiter y los estudios han inferido la presencia de vientos zonales. La enana marrón 2MASS J1047+21 tiene un período de rotación de 1,77 ± 0,04 horas y presenta fuertes vientos con velocidades de 650 ± 310 m/s que se desplazan hacia el este.^[56]

Varios planetas fuera del sistema solar (exoplanetas) han sido observados con atmósferas. Actualmente, la mayoría de las detecciones de atmósferas son de júpiter calientes o neptunos calientes que orbitan muy cerca de su estrella, lo que resulta en atmósferas calientes y extendidas. Las observaciones de atmósferas de exoplanetas son de dos tipos: en primer lugar, la fotometría de transmisión o los espectros detectan la luz que pasa a través de la atmósfera de un planeta cuando transita frente a su estrella; en segundo lugar, la emisión directa de la atmósfera de un planeta puede detectarse al diferenciar la luz combinada de la estrella y el planeta obtenida durante la mayor parte de la órbita del planeta con la luz solo de la estrella durante un eclipse secundario (cuando el exoplaneta está detrás de su estrella).

La primera observación de la atmósfera de un exoplaneta se realizó en 2001.^[57] Se detectó sodio en la atmósfera del planeta HD 209458 b durante un conjunto de cuatro tránsitos del mismo frente a su estrella. Observaciones posteriores con el telescopio espacial Hubble mostraron una enorme envoltura elipsoidal de hidrógeno, carbono y oxígeno alrededor del planeta. Esta envoltura alcanza temperaturas de 10 000 K. Se estima que el planeta está perdiendo entre (1 – 5) × 108  kg de hidrógeno por segundo. Este tipo de pérdida de atmósfera puede ser común a todos los planetas que orbitan estrellas similares al Sol a menos de aproximadamente 0,1 UA.^[58] Además de hidrógeno, carbono y oxígeno, se cree que HD 209458 b tiene vapor de agua en su atmósfera.^[59][60][61] También se ha observado sodio y vapor de agua en la atmósfera de HD 189733 b,^[62][63] otro planeta gigante gaseoso caliente.

En octubre de 2013 se anunció la detección de nubes en la atmósfera de Kepler-7b,^[64][65] y en diciembre de 2013 también en las atmósferas de Gliese 436 b y Gliese 1214 b.^{[66][67][68][69]}

En mayo de 2017, destellos de luz desde la Tierra, vistos como centelleos desde un satélite en órbita a un millón de kilómetros de distancia, se descubrió que eran luz reflejada de cristales de hielo en la atmósfera.^[70][71] La tecnología utilizada para determinar esto puede ser útil para estudiar las atmósferas de mundos lejanos, incluidos los exoplanetas.

En 2001 se detectó sodio en la atmósfera del júpiter caliente HD 209458 b.^[57]

En 2008 se detectaron agua, monóxido de carbono, dióxido de carbono^[72] y metano^[73] en la atmósfera del júpiter caliente HD 189733 b.

En 2013 se detectó agua en las atmósferas de los júpiter calientes HD 209458 b, XO-1b, WASP-12b, WASP-17b y WASP-19b.^[74][75][76]

En julio de 2014 la NASA anunció que encontró atmósferas muy secas en tres exoplanetas (los júpiter calientes HD 189733b, HD 209458b y WASP-12b) que orbitan estrellas similares al Sol.^[77]

En septiembre de 2014, la NASA informó que HAT-P-11b es el primer exoplaneta de tamaño similar a Neptuno conocido por tener una atmósfera relativamente libre de nubes y, además, la primera vez que se encontraron moléculas de cualquier tipo, específicamente vapor de agua, en un exoplaneta tan relativamente pequeño.^[78]

La presencia de oxígeno molecular (O
2) puede ser detectable por telescopios terrestres^[79] y puede ser producido por procesos geofísicos, así como un subproducto de la fotosíntesis por formas de vida, por lo que, aunque es alentador, el O
2 no es una biofirma confiable.^[80][81][82] De hecho, los planetas con alta concentración de O
2 en su atmósfera pueden ser inhabitables.^[82] La abiogénesis en presencia de grandes cantidades de oxígeno atmosférico podría ser difícil porque los organismos tempranos dependían de la energía libre disponible en reacciones redox que involucran una variedad de compuestos de hidrógeno; en un planeta rico en O
2, los organismos tendrían que competir con el oxígeno por esta energía libre.^[82]

En junio de 2015, la NASA informó que el júpiter caliente WASP-33b tiene una estratosfera. El ozono y los hidrocarburos absorben grandes cantidades de radiación ultravioleta, calentando las partes superiores de las atmósferas que los contienen, creando una inversión térmica y una estratosfera. Sin embargo, estas moléculas se destruyen a las temperaturas de los exoplanetas calientes, generando dudas sobre si estos podrían tener estratosfera. Se identificó una inversión térmica y una estratosfera en WASP-33b causada por óxido de titanio (que es un fuerte absorbente de radiación visible y ultravioleta) y solo puede existir como gas en una atmósfera caliente. WASP-33b es el exoplaneta más caliente conocido, con una temperatura de 3200 °C^[83] y es aproximadamente cuatro veces y media la masa de Júpiter.^[84][85]

En febrero de 2016, se anunció que el telescopio espacial Hubble de NASA había detectado hidrógeno y helio (y sugerencias de cianuro de hidrógeno), pero no vapor de agua, en la atmósfera de 55 Cancri e, la primera vez que se analizó con éxito la atmósfera de un exoplaneta supertierra.^[86]

En septiembre de 2019, dos estudios de investigación independientes concluyeron, a partir de datos del telescopio espacial Hubble, que había cantidades significativas de agua en la atmósfera del subneptuno K2-18b, el primer descubrimiento de este tipo para un planeta dentro de la zona habitable de una estrella.^[87][88][89]

El 24 de agosto de 2022, la NASA publicó el descubrimiento por parte del telescopio espacial James Webb de dióxido de carbono en la atmósfera del júpiter caliente WASP-39 b.^[90][91]

En 2024 se descubrió la primera atmósfera de vapor de agua H₂O en el subneptuno GJ 9827 d.^[92][93]

El monóxido de carbono debería ser reemplazado por el metano como la molécula portadora de carbono dominante en las atmósferas de exoplanetas a temperaturas inferiores a 1000 K. Aunque el metano se detecta en objetos del sistema solar, exoplanetas jóvenes captados directamente y en enanas marrones de flotación libre (enanas clase T/Y ), raramente se detecta en exoplanetas en tránsito. Esta observación fue bautizada como el problema del metano perdido. Algunos estudios han intentado explicar esto con un agotamiento de metano. La detección más sólida de metano se encuentra en la atmósfera del júpiter cálido (825 K) WASP-80 b, realizada con NIRCam (Near InfraRed Camera; cámara de infrarrojo cercano). Esta detección está de acuerdo con modelos que no requieren un fuerte agotamiento de metano. Se sugirió que otros instrumentos no tenían la cobertura de longitud de onda o la precisión necesaria para detectar metano.^[94] Por otro lado, la no detección de metano en HD 209458 b mostró que el problema del metano perdido no puede resolverse para todos los exoplanetas con el telescopio espacial James Webb y se requiere una explicación para la ausencia de metano. Las explicaciones a menudo involucran una alta metalidad y una baja relación carbono-oxígeno.^[94][95]

Un problema similar existe para la detección de amoníaco.^[96] El metano y el amoníaco se detectan en enanas clase Y de flotación libre (T_eff<400 K), como WISE 0359-5401. Sin embargo, los exoplanetas en tránsito raramente muestran amoníaco. Por ejemplo, el exoplaneta de ~300 K, K2-18b, mostró un agotamiento de metano y amoníaco^[97] y observaciones más recientes con NIRISS (Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph; captador de imágenes en el infrarrojo cercano y espectrógrafo sin rendija) y NIRSpec (Near InfraRed Spectrograph; espectrógrafo de infrarrojo cercano) resolvieron el problema del metano para K2-18b. Las observaciones mostraron una fuerte absorción debido al metano, pero no pudieron detectar amoníaco en K2-18b.^[98] El equipo de investigación explicó esta ausencia de amoníaco con un océano que absorbe ciertos gases. Otros investigadores son más cautelosos sobre esta afirmación de un océano.^[99] Uno de los problemas es que la absorción de amoníaco y metano se superponen en el infrarrojo cercano. La absorción de amoníaco podría confundirse con la de metano y las detecciones de amoníaco en el infrarrojo medio son mucho más claras, como en WISE 0359-5401 con MIRI (Mid-Infrarred Instrument; instrumento de infrarrojo medio).

Otro problema existe para la fosfina (PH₃), que es un fuerte absorbente en Júpiter, pero no aparece en enanas T y Y frías de flotación libre similares, como WISE 0855-0714, WISE 0359-5401, WISE 1828+2650 y 2MASS 0415-0935. Una explicación es que el comportamiento del fósforo en la atmósfera de enanas marrones a exoplanetas gigantes no está bien entendido.^[100]

La circulación atmosférica de planetas que rotan más lentamente o tienen una atmósfera más gruesa permite que más calor fluya hacia los polos, lo que reduce las diferencias de temperatura entre los polos y el ecuador.^[101]

Se han descubierto vientos de más de 2 km/s (siete veces la velocidad del sonido o 20 veces más veloces que los vientos más rápidos conocidos en la Tierra) circulando alrededor del planeta HD 189733 b.^[102][103]

Representación artística de un gigante gaseoso con nubes irregulares de silicato sobre una capa de nubes de hierro.

HD 189733b es un júpiter caliente. Esta representación artística muestra su color azul previsto y sus nubes nocturnas y diurnas.

.La composición de las nubes en gigantes gaseosos depende de la temperatura. Una capa de nubes se hunde con la disminución de la temperatura. De esta manera, un exoplaneta podría tener una capa de nubes a una presión más alta (menor altitud) en comparación con un exoplaneta más cálido.^[54][55] Las nubes de gran altitud a menudo bloquean la luz que proviene de capas más profundas de la atmósfera, incluidas las características de absorción química. Las características de absorción más débiles de lo normal son el principal método para detectar la presencia de nubes mediante espectroscopia de transmisión.^[104] En algunos casos, la absorción de las nubes puede observarse directamente, como las nubes de cuarzo en WASP-17b con el telescopio espacial James Webb.^[105] Una forma de predecir la apariencia de un gigante gaseoso es la clasificación de gigantes gaseosos de Sudarsky. Pero este esquema de clasificación tiene más de dos décadas y modelos más recientes^[55] a veces predicen nubes delgadas para las clases III y IV. Esta clasificación tampoco considera a los júpiter ultracalientes, que tienen nubes en el lado nocturno.^[106] También existen atmósferas relativamente libres de nubes.^[107]

Similar a las enanas marrones, la composición a temperaturas más altas (clase V o >900 K)^[55] es una gruesa capa de nubes de hierro con nubes de silicato (cuarzo, corindón, fosterita y/o enstatita) en la parte superior. Esta capa superior puede ser irregular y cubrir del 70 % a 90 % del planeta.^[54][108] A temperaturas más bajas (clase III-IV o 400-1300 K), las nubes de hierro y silicato se hunden profundamente en la atmósfera y nubes delgadas hechas de cromo, cloruro de potasio y especialmente sulfuros (sulfuro de manganeso, sulfuro de sodio y sulfuro de zinc) se vuelven más importantes. A bajas temperaturas (clase II <400 K), podrían existir nubes de agua y posiblemente nubes de fosfato de amonio dihidrogenado. Pero en estas temperaturas deberían existir capas inferiores de nubes de sulfuros y cloruro de potasio.^[55] Las atmósferas similares a las de Júpiter y Saturno (clase I o <150 K) están dominadas por nubes de amoníaco, pero podrían existir capas inferiores de nubes de agua.^[109]

Un nuevo tipo de exoplanetas, llamados júpiter ultracalientes, tienen una temperatura superior a 2000 K y tienen un lado diurno libre de nubes^[106] con moléculas a menudo disociadas en átomos o iones. Se detectaron una amplia variedad de líneas atómicas en los espectros de transmisión de los júpiter ultracalientes.^{[110][111][112]} El lado nocturno puede ser hasta 2500 K más frío que el lado diurno y, en WASP-18b, esta caída de temperatura provoca la formación de nubes en el terminador. En el ecuador del terminador (en el oeste visto desde el lado diurno) la parte superior de la nube está hecha de capas delgadas predominadas por dióxido de titanio, corindón (óxido de aluminio), perovskita (titanato de calcio) y hierro. La mayor parte de la porción vertical de la nube está compuesta por nubes de enstatita, forsterita, periclasa (óxido de magnesio), cuarzo, hierro y la inclusión de otros materiales. La base de la nube cambia de estar dominada por cuarzo a hierro, luego corindón y finalmente perovskita. Estas capas inferiores tienen tamaños de partícula grandes de aproximadamente 60 μm. En otras posiciones del terminador, estas nubes cambian su composición y tamaño de partícula.^[106] El lado diurno libre de nubes y el terminador/lado nocturno nublado harían que estos júpiter ultracalientes se parezcan a un planeta globo ocular.

En octubre de 2013 se anunció la detección de nubes en la atmósfera de Kepler-7b,^[64][65] y en diciembre de 2013 también en las atmósferas de GJ 436 b y GJ 1214 b.^{[66][67][68][69]}

La precipitación en forma líquida (lluvia) o sólida (nieve) varía en composición dependiendo de la temperatura atmosférica, la presión, la composición y la altitud. Las atmósferas calientes podrían tener lluvia de hierro,^[113] lluvia de vidrio fundido,^[114] y lluvia hecha de minerales rocosos como enstatita, corindón, espinela y wollastonita.^[115] En lo profundo de las atmósferas de los gigantes gaseosos, podría llover diamantes^[116] y helio que contiene neón disuelto.^[117]

Existen procesos geológicos y atmosféricos que producen oxígeno libre, por lo que la detección de oxígeno no es necesariamente un indicador de vida.^[118]

Los procesos de vida resultan en una mezcla de químicos que no están en equilibrio químico, pero también hay procesos abióticos en desequilibrio que deben considerarse. La biofirma atmosférica más robusta a menudo se considera el oxígeno molecular (O
2) y su subproducto fotoquímico, el ozono (O
3). La fotólisis del agua (H
2O) por rayos UV seguida del escape hidrodinámico del hidrógeno puede llevar a una acumulación de oxígeno en planetas cercanos a su estrella que experimentan un efecto invernadero descontrolado. Para planetas en la zona de habitabilidad, se pensaba que la fotólisis del agua estaría fuertemente limitada por el atrapamiento en frío del vapor de agua en la atmósfera inferior. Sin embargo, la extensión del atrapamiento en frío de H₂O depende fuertemente de la cantidad de gases no condensables en la atmósfera, como nitrógeno N₂ y argón. En ausencia de dichos gases, la probabilidad de acumulación de oxígeno también depende de manera compleja de la historia de incremento del planeta, la química interna, la dinámica atmosférica y el estado orbital. Por lo tanto, el oxígeno, por sí solo, no puede considerarse una biofirma robusta.^[119] La relación de nitrógeno y argón con el oxígeno podría detectarse estudiando curvas de fase térmicas^[120] o por mediciones de espectroscopia de transmisión en tránsito de la pendiente de dispersión de Rayleigh en una atmósfera de cielo despejado (es decir, libre de aerosoles).^[121]

La detección de metano en cuerpos astronómicos es de gran interés para la ciencia y la tecnología, ya que puede ser evidencia de vida extraterrestre (biofirma),^[122][123] puede ayudar a proporcionar ingredientes orgánicos para la formación de la vida,^{[122][124][125]} y también, el metano podría usarse como combustible o propelente para cohetes en futuras misiones robóticas y tripuladas en el sistema solar.^[126][127]

• Mercurio: la tenue atmósfera contiene trazas de metano.^[128]
• Venus: la atmósfera puede contener una gran cantidad de metano desde 60 km (37,3 mi) hasta la superficie según datos recopilados por el espectrómetro de masas Pioneer Venus Large Probe Neutral.^[129]
• Luna: se liberan trazas de metano desde la superficie.^[130]

• Marte: la atmósfera marciana contiene 10 nmol/mol de metano.^[131] La fuente de metano en Marte no ha sido determinada. Las investigaciones sugieren que el metano puede provenir de volcanes, fallas geológicas, o metanógenos,^[132] que puede ser un subproducto de descargas eléctricas de remolinos de arena y tormentas de polvo,^[133] o que puede ser el resultado de la radiación UV.^[134] En enero de 2009 los científicos de la NASA anunciaron que habían descubierto que el planeta a menudo libera metano en la atmósfera en áreas específicas, lo que llevó a algunos a especular que esto podría ser una señal de actividad biológica bajo la superficie.^[135] El rover Curiosity, que aterrizó en Marte en agosto de 2012, puede distinguir entre diferentes isotopólogos de metano;^[136] pero incluso si la misión determina que la vida microscópica marciana es la fuente del metano, probablemente reside muy por debajo de la superficie, fuera del alcance del rover.^[137] Las primeras mediciones con el Tunable Laser Spectrometer (TLS; espectrómetro láser sintonizable) indicaron que hay menos de 5 ppb de metano en el lugar de aterrizaje.^[138][139] El 16 de diciembre de 2014, la NASA informó que el rover Curiosity detectó un pico de diez veces, probablemente localizado, en la cantidad de metano en la atmósfera marciana. Las mediciones de muestras tomadas «una docena de veces durante 20 meses» mostraron aumentos a finales de 2013 y principios de 2014, con un promedio de «7 partes de metano por mil millones en la atmósfera». Antes y después de eso, las lecturas promediaron alrededor de una décima parte de ese nivel.^[140][141] Los picos en la concentración sugieren que Marte está produciendo o liberando metano episódicamente desde una fuente desconocida.^[142] El ExoMars Trace Gas Orbiter realizará mediciones de metano a partir de abril de 2018, así como de sus productos de descomposición como formaldehído y metanol.
• Júpiter: la atmósfera contiene 3000 ± 1000 ppm de metano.^[143]
• Saturno: la atmósfera contiene 4500 ± 2000 ppm de metano.^[144]
  • Encélado: la atmósfera contiene 1,7 % de metano.^[145]
  • Jápeto
  • Titán: la atmósfera contiene 1,6 % de metano y se han detectado miles de lagos de metano en la superficie.^[146] En la atmósfera superior, el metano se convierte en moléculas más complejas, incluyendo acetileno, un proceso que también produce hidrógeno molecular. Hay evidencia de que el acetileno y el hidrógeno se reciclan en metano cerca de la superficie. Esto sugiere la presencia de un catalizador exótico o una forma desconocida de vida metanogénica.^[147] También se han observado lluvias de metano, probablemente provocadas por cambios estacionales.^[148] El 24 de octubre de 2014, se encontró metano en nubes polares en Titán.^[149][150]

Nubes polares, compuestas de metano, en Titán (izquierda) comparadas con las nubes polares de la Tierra (derecha).

• Urano: la atmósfera contiene 2,3 % de metano.^[151]
  • Ariel: se cree que el metano es un constituyente del hielo de la superficie de Ariel.
  • Miranda
  • Oberón: aproximadamente el 20 % del hielo de la superficie de Oberón está compuesto por compuestos de carbono/nitrógeno relacionados con el metano.
  • Titania: aproximadamente el 20 % del hielo de la superficie de Titania está compuesto por compuestos orgánicos relacionados con el metano.
  • Umbriel: el metano es un constituyente del hielo de la superficie de Umbriel.
• Neptuno: la atmósfera contiene 1,5 ± 0,5 % de metano.^[152]
  • Tritón: Tritón tiene una atmósfera tenue de nitrógeno con pequeñas cantidades de metano cerca de la superficie.^[153][154]
• Plutón: el análisis espectroscópico de la superficie de Plutón revela que contiene trazas de metano.^[155][156]
  • Caronte: se cree que el metano está presente en Caronte, pero no está completamente confirmado.^[157]
• Eris: la luz infrarroja del objeto reveló la presencia de hielo de metano.^[158]
• Cometa Halley
• Cometa Hyakutake: observaciones terrestres encontraron etano y metano en el cometa. ^[159]
• Exoplanetas: se detectó metano en el exoplaneta HD 189733b; esta es la primera detección de un compuesto orgánico en un planeta fuera del sistema solar. Su origen es desconocido, ya que la alta temperatura del planeta (700 °C) normalmente favorecería la formación de monóxido de carbono en lugar de metano.^[160] Las investigaciones indican que meteoroides que chocan contra las atmósferas de exoplanetas podrían añadir gases hidrocarburos como el metano, haciendo que los exoplanetas parezcan estar habitados por vida, incluso si no lo están.^[161]
• Nubes interestelares ^[162]
• Las atmósferas de estrellas clase M.^[163]