🌍 Atmosfery planet

Skala wysokości H to pionowa odległość, na której ciśnienie atmosferyczne spada o czynnik e (około 37 procent). Wynosi ona k_B·T podzielone przez średnią masę cząsteczkową razy grawitację, więc cieplejsze, lżejsze atmosfery o niskiej grawitacji są bardziej „puszyste”. Dlatego zimny, lecz nisko-grawitacyjny Tytan ma H blisko 21 km, podczas gdy Ziemia ma około 8,5 km.

Najpierw wyznacza temperaturę równowagi radiacyjnej z pochłoniętego światła słonecznego, T_eq = (S(1−α)/4σ)^¼, gdzie S to strumień słoneczny skalowany przez odległość i jasność. Następnie dodaje przyrost cieplarniany rosnący logarytmicznie wraz z CO₂, skalibrowany tak, by dać Ziemi jej wzrost o +33 K. Pokazana temperatura powierzchni to T_eq plus ten przyrost.

λ porównuje energię wiązania grawitacyjnego cząsteczki gazu z jej energią termiczną: λ = v_ucieczki²·m/(2k_B·T). Duże λ (mniej więcej powyżej 15–30) oznacza, że atmosfera jest dobrze zatrzymana, a mała wartość oznacza, że lekkie cząsteczki mogą łatwo uciekać w przestrzeń. To jeden z głównych powodów, dla których nisko-grawitacyjne Mars i Księżyc z trudem utrzymują swój gaz.

Mars ma niską prędkość ucieczki wynoszącą około 5 km/s i brakuje mu silnego globalnego pola magnetycznego, więc przez miliardy lat ucieczka termiczna i zdzieranie przez wiatr słoneczny usunęły większość jego powietrza. Dziś jego ciśnienie powierzchniowe wynosi zaledwie około 0,006 atmosfery, czyli około 0,6 procent ciśnienia ziemskiego, co profil ciśnienia pokazuje na pierwszy rzut oka.

Struktura jest poprawna co do formy — prawo barometryczne, równowaga radiacyjna, emisja Stefana-Boltzmanna i parametr Jeansa to prawdziwa fizyka. Liczby są jednak uproszczone: skala wysokości jest traktowana jako stała z wysokością, człon cieplarniany to pojedyncze skalibrowane dopasowanie logarytmiczne zamiast pełnego obliczenia transferu radiacyjnego, a chmury są zredukowane do jednej wartości albedo. To porównanie edukacyjne, a nie model badawczy klimatu.