Atmosfer
Atmosfer (Eski Yunanca ἀτμός (atmós) 'buhar, buhar' ve σφαῖρα (sphaîra) 'küre'), bir gezegeni saran ve gezegenin yerçekimi tarafından yerinde tutulan bir gaz tabakası veya gaz tabakalarıdır. Bir gezegen, yerçekimi büyük ve atmosferin sıcaklığı düşük olduğunda bir atmosfere sahip olur. Yıldız atmosferi, opak fotosferin üzerindeki katmanları içeren bir yıldızın dış bölgesidir; düşük sıcaklıktaki yıldızların bileşik moleküller içeren dış atmosferleri olabilir. ⓘ
Dünya'nın atmosferi azot (%78), oksijen (%21), argon (%0,9), karbondioksit (%0,04) ve eser gazlardan oluşur. Çoğu organizma solunum için oksijen kullanır; şimşek ve bakteriler nükleotid ve amino asit yapımında kullanılan amonyağı üretmek için nitrojen fiksasyonu gerçekleştirir; bitkiler, algler ve siyanobakteriler fotosentez için karbondioksit kullanır. Atmosferin katmanlı bileşimi, organizmaları genetik hasardan korumak için güneş ışığının, ultraviyole radyasyonun, güneş rüzgarının ve kozmik ışınların zararlı etkilerini en aza indirir. Dünya atmosferinin mevcut bileşimi, canlı organizmalar tarafından paleoatmosferin milyarlarca yıllık biyokimyasal modifikasyonunun ürünüdür.[1] ⓘ
Atmosfer veya gaz yuvarı, herhangi bir gök cisminin etrafını saran ve gaz ile buhardan oluşan tabaka. ⓘ
Kompozisyon
Bir atmosferin başlangıçtaki gaz bileşimi, bir gezegenin oluştuğu yerel güneş bulutsusunun kimyası ve sıcaklığı ve daha sonra atmosferin iç kısmından bazı gazların kaçışı ile belirlenir. Gezegenlerin orijinal atmosferi, kendi üzerine çöken ve daha sonra Güneş sisteminin gezegenlerini oluşturmak üzere yoğunlaşan bir dizi aralıklı gaz ve madde halkalarına bölünen dönen bir gaz diskinden kaynaklanmıştır. Venüs ve Mars gezegenlerinin atmosferleri temel olarak karbondioksit ve nitrojen, argon ve oksijenden oluşur. ⓘ
Dünya'nın atmosferinin bileşimi, sürdürdüğü yaşamın yan ürünleri tarafından belirlenir. Dünya atmosferindeki kuru hava (gaz karışımı) %78,08 nitrojen, %20,95 oksijen, %0,93 argon, %0,04 karbondioksit ve hidrojen, helyum ve diğer "asal" gazların izlerini (hacimce) içerir, ancak genellikle deniz seviyesinde ortalama %1 olmak üzere değişken miktarda su buharı da mevcuttur. ⓘ
Güneş Sistemi'nin dev gezegenleri olan Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'ün düşük sıcaklıkları ve daha yüksek yerçekimleri, düşük moleküler kütleli gazları daha kolay tutmalarını sağlar. Bu gezegenler eser miktarda daha karmaşık bileşikler içeren hidrojen-helyum atmosferlerine sahiptir. ⓘ
Dış gezegenlerin iki uydusu önemli atmosferlere sahiptir. Satürn'ün bir uydusu olan Titan ve Neptün'ün bir uydusu olan Triton'un atmosferleri çoğunlukla nitrojenden oluşur. Plüton, yörüngesinin Güneş'e en yakın kısmında Triton'unkine benzer bir nitrojen ve metan atmosferine sahiptir, ancak Güneş'ten uzaklaştığında bu gazlar donar. ⓘ
Güneş Sistemi içindeki diğer cisimlerin atmosferleri son derece incedir ve dengede değildir. Bunlar arasında Ay (sodyum gazı), Merkür (sodyum gazı), Europa (oksijen), Io (sülfür) ve Enceladus (su buharı) bulunmaktadır. ⓘ
Atmosferik bileşimi belirlenen ilk dış gezegen, Pegasus takımyıldızındaki bir yıldızın etrafında yakın bir yörüngeye sahip bir gaz devi olan HD 209458b'dir. Atmosferi 1.000 K'in üzerindeki sıcaklıklara kadar ısınmıştır ve sürekli olarak uzaya kaçmaktadır. Gezegenin şişirilmiş atmosferinde hidrojen, oksijen, karbon ve sülfür tespit edilmiştir. ⓘ
Yapı
Dünya
Dünya atmosferi, belirli gaz bileşimi, sıcaklık ve basınç gibi farklı özelliklere sahip katmanlardan oluşur. Atmosferin en alt katmanı, gezegen yüzeyinden stratosferin altına kadar uzanan troposferdir. Troposfer atmosfer kütlesinin yüzde 75-80'ini içerir ve hava olaylarının gerçekleştiği atmosferik katmandır; troposferin yüksekliği ekvatorda 17 km ile kutuplarda 7.0 km arasında değişir. Stratosfer troposferin tepesinden mezosferin dibine kadar uzanır ve 15 km ile 35 km arasında bir yükseklikte ozon tabakasını içerir. Dünya'nın Güneş'ten aldığı ultraviyole radyasyonun çoğunu emen atmosferik katmandır. Mezosfer 50 km ile 85 km arasında değişir ve çoğu meteorun yüzeye ulaşmadan önce yakıldığı katmandır. Termosfer 85 km yükseklikten 690 km'deki ekzosferin tabanına kadar uzanır ve güneş radyasyonunun atmosferi iyonize ettiği iyonosferi içerir. İyonosferin yoğunluğu gündüzleri gezegen yüzeyinden kısa mesafelerde daha fazladır ve geceleri iyonosfer yükseldikçe azalır, böylece daha geniş bir radyo frekansı aralığının daha uzak mesafelere gitmesine izin verir. Ayrıca, termosferde 100 km'de bulunan Kármán çizgisi, dış uzay ile Dünya atmosferi arasındaki sınırdır. Ekzosfer yüzeyden 690 ila 1.000 km uzaklıkta başlar ve Dünya'nın manyetosferi ile etkileşime girdiği yaklaşık 10.000 km'ye kadar uzanır. ⓘ
Basınç
Atmosferik basınç, atmosferik gazların dikey sütununun ağırlığı tarafından belirlendiği üzere, gezegen yüzeyinin birim alanına dik olan (birim alan başına) kuvvettir. Söz konusu atmosferik modelde, gaz kütlesinin ağırlığı olan atmosferik basınç, barometrik ölçüm noktasının üzerindeki gaz kütlesinin azalması nedeniyle yüksek irtifada azalır. Hava basıncı birimleri 101.325kPa (760Torr veya inç kare başına 14.696 pound (psi) olan standart atmosfere (atm) dayanmaktadır. Atmosferik basıncın bir e faktörü (2,71828'e eşit irrasyonel bir sayı) kadar azaldığı yüksekliğe ölçek yüksekliği (H) denir. Eşit sıcaklıktaki bir atmosfer için ölçek yüksekliği atmosferik sıcaklıkla orantılıdır ve kuru havanın ortalama moleküler kütlesi ile barometrik ölçüm noktasındaki yerel yerçekimi ivmesinin çarpımıyla ters orantılıdır. ⓘ
Atmosferin toplam kütlesinin yaklaşık 5,1×1015 ton olduğu sanılmaktadır; bu da Dünya'nın toplam kütlesinin milyonda birinden daha azdır. ⓘ
Kaçış
Yüzey yerçekimi gezegenler arasında önemli farklılıklar gösterir. Örneğin, dev gezegen Jüpiter'in büyük çekim gücü, daha düşük çekim gücüne sahip cisimlerden kaçan hidrojen ve helyum gibi hafif gazları tutar. İkinci olarak, Güneş'ten uzaklık, atmosferik gazı, moleküllerinin termal hareketinin bir kısmının gezegenin kaçış hızını aştığı noktaya kadar ısıtmak için mevcut enerjiyi belirler ve bunların bir gezegenin yerçekimsel kıskacından kaçmasına izin verir. Böylece, uzak ve soğuk Titan, Triton ve Plüton nispeten düşük yerçekimlerine rağmen atmosferlerini koruyabilmektedir. ⓘ
Bir gaz molekülleri topluluğu çok çeşitli hızlarda hareket edebileceğinden, her zaman uzaya yavaş bir gaz sızıntısı üretecek kadar hızlı olanlar olacaktır. Daha hafif moleküller, aynı termal kinetik enerjiye sahip daha ağır moleküllerden daha hızlı hareket eder ve bu nedenle düşük moleküler ağırlıklı gazlar, yüksek moleküler ağırlıklı olanlardan daha hızlı kaybolur. Venüs ve Mars'ın, güneşin ultraviyole radyasyonuyla hidrojen ve oksijene ayrıştıktan sonra hidrojen kaçtığında sularının çoğunu kaybetmiş olabileceği düşünülmektedir. Dünya'nın manyetik alanı bunu önlemeye yardımcı olur, çünkü normalde güneş rüzgârı hidrojenin kaçışını büyük ölçüde artırır. Bununla birlikte, geçtiğimiz 3 milyar yıl boyunca Dünya, atmosferik oksijenin net %2'si de dahil olmak üzere, auroral aktivite nedeniyle manyetik kutup bölgelerinden gaz kaybetmiş olabilir. En önemli kaçış süreçleri dikkate alındığında net etki, içsel bir manyetik alanın bir gezegeni atmosferik kaçıştan korumadığı ve bazı manyetizasyonlar için manyetik alanın varlığının kaçış oranını artırmaya çalıştığıdır. ⓘ
Atmosferin tükenmesine neden olabilecek diğer mekanizmalar güneş rüzgârı kaynaklı püskürtme, çarpma erozyonu, ayrışma ve regolit ve kutup şapkalarına -bazen "donma" olarak adlandırılan- tutundurmadır. ⓘ
Arazi
Atmosferlerin kayalık cisimlerin yüzeyleri üzerinde dramatik etkileri vardır. Atmosferi olmayan ya da sadece ekzosferi olan cisimlerin arazileri kraterlerle kaplıdır. Atmosferi olmayan bir gezegenin meteoroidlere karşı hiçbir koruması yoktur ve bunların hepsi meteorit olarak yüzeye çarparak kraterler oluşturur. ⓘ
Meteorların çoğu bir gezegenin yüzeyine çarpmadan önce meteor olarak yanar. Meteorlar çarpıştığında, etkileri genellikle rüzgarın etkisiyle silinir. ⓘ
Rüzgar erozyonu, atmosferi olan kayalık gezegenlerin arazisini şekillendirmede önemli bir faktördür ve zamanla hem kraterlerin hem de volkanların etkilerini silebilir. Buna ek olarak, sıvılar basınç olmadan var olamayacağından, bir atmosfer yüzeyde sıvı bulunmasını sağlayarak göllere, nehirlere ve okyanuslara neden olur. Dünya ve Titan'ın yüzeylerinde sıvı olduğu bilinmektedir ve gezegendeki arazi yapısı Mars'ın geçmişte yüzeyinde sıvı olduğunu düşündürmektedir. ⓘ
Güneş Sistemindeki Atmosferler
- Güneş'in Atmosferi
- Merkür'ün Atmosferi
- Venüs'ün Atmosferi
- Dünya'nın Atmosferi
- Ay'ın Atmosferi
- Mars'ın Atmosferi
- Ceres'in Atmosferi
- Jüpiter'in Atmosferi
- Io'nun Atmosferi
- Callisto'nun Atmosferi
- Europa'nın Atmosferi
- Ganymede'in Atmosferi
- Satürn'ün Atmosferi
- Titan'ın Atmosferi
- Enceladus'un Atmosferi
- Uranüs'ün Atmosferi
- Titania'nın Atmosferi
- Neptün'ün Atmosferi
- Triton'un Atmosferi
- Plüton'un Atmosferi ⓘ
Güneş Sisteminin Dışında
Ana madde: Dünya dışı atmosfer
- HD 209458 b'nin Atmosferi ⓘ
Dolaşım
Atmosferin sirkülasyonu, konveksiyon ısının termal radyasyondan daha etkili bir taşıyıcısı haline geldiğinde termal farklılıklar nedeniyle meydana gelir. Birincil ısı kaynağının güneş radyasyonu olduğu gezegenlerde, tropik bölgelerdeki fazla ısı daha yüksek enlemlere taşınır. Jüpiter'de olduğu gibi bir gezegen içten önemli miktarda ısı ürettiğinde, atmosferdeki konveksiyon termal enerjiyi daha yüksek sıcaklıktaki iç kısımdan yüzeye taşıyabilir. ⓘ
Önem
Bir gezegen jeoloğunun bakış açısından, atmosfer bir gezegen yüzeyini şekillendirmek için hareket eder. Rüzgar toz ve diğer parçacıkları toplar ve bunlar araziyle çarpıştıklarında rölyefi aşındırır ve tortular bırakır (eolian süreçler). Atmosferik bileşime bağlı olan don ve yağışlar da rölyefi etkiler. İklim değişiklikleri bir gezegenin jeolojik tarihini etkileyebilir. Tersine, Dünya'nın yüzeyini incelemek diğer gezegenlerin atmosferini ve iklimini anlamayı sağlar. ⓘ
Bir meteorolog için Dünya atmosferinin bileşimi, iklimi ve değişimlerini etkileyen bir faktördür. ⓘ
Bir biyolog veya paleontolog için Dünya'nın atmosferik bileşimi, yaşamın ortaya çıkışı ve evrimi ile yakından ilişkilidir. ⓘ
Bileşimi
Atmosfer renksiz, kokusuz, tatsız, çok hızlı hareket edebilen, akışkan, elastik, sıkıştırılabilir, sonsuz genleşmeye sahip ısı geçirgenliği zayıf ve titreşimleri belli bir hızda ileten bir yapıya sahiptir. Tam olarak yüksekliği saptanamamıştır. "Homojen atmosfer" olarak isimlendirilen ve yoğunluğun hemen hemen aynı olduğu alt bölümün yüksekliği 8 km civarındadır. Bu seviyeden sonra yoğunluk yükseklikle azalır ve seyrek gaz kütleleri şekline dönüşerek uzay boşluğuna kadar uzanır ki bu bölge de "heterojen atmosfer" olarak isimlendirilir. ⓘ
| ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| Gaz | Oran | |||||
| Karbonmonoksit (CO) | 0,01-0,2 | |||||
| Ksenon (Xe) | 0,09 | |||||
| Ozon (O3) | 0,05 | |||||
| Amonyak (NH3) | 0,02 | |||||
| Kükürt dioksit (SO2) | 0,02 | |||||
| Hidrojen sülfür (H2S) | 0,002-0,02 | |||||
| Formaldehit (CH2O) | 0,01 | |||||
| Azot dioksit (NO2) | 0,003 | |||||
| Nitrik oksit (NO) | 0,003 | |||||
| Hidroklorik asit (HCl) | 0,002 | |||||
| Nitrik asit (HNO3) Hidrojen peroksit (H2O2) Halokarbonlar (CxHxClxFxBrxIx) Sülfürik asit (H2SO4) Karbonil sülfür (COS) |
0,001 ppm'den az | |||||
Belirgin olan bir şey; atmosferin üst seviyesinin 30 km civarında son bulduğudur. Bu seviyeden sonra da hava bulunduğunu söylemek doğrudur fakat bu bölümün meteoroloji ile bir ilişkisi yoktur. Şöyle ki 80 km yukarıda Güneş ışınlarını yansıtabilecek kadar hava, 300 km yukarıda meteorların atmosfere girişinde sürtünme nedeniyle ışık verebilmesi ve hatta 600 km yukarıda aurora'ların gözlenmesi buralarda da az da olsa atmosferin olduğu yönünde ipuçları vermektedir. Atmosferin yeryüzüne yakın katmanlarının yüzde 78'i azot, yüzde 21’i de oksijenden oluşur. Yüzde 1'i ise su buharı, argon, karbondioksit, neon, helyum, metan, kripton, hidrojen, ozon ve ksenon elementlerinden oluşur. Bunlara toz ve duman gibi maddeler de katılır. ⓘ
100 km yükseğe kadar azot-oksijen oranında önemli bir değişiklik olmaz, yalnızca 20–30 km arasındaki yüksekliklerde bir ozon yoğunlaşması gözlenir. Bu ozon katmanının önemli bir işlevi vardır. Çünkü Güneş'ten gelen morötesi ışınların büyük bir bölümü bu katman tarafından süzülür. Ama buradaki ozon hem miktar, hem de yüzde olarak çok fazla değildir. ⓘ
100 km’nin üzerinde hızlı bir sıcaklık düşmesi gözlenir. Buradaki gazlar artık çok ince katmanlar biçimindedir. Daha çok da hafif gazlar bulunur. Bu gazlar morötesi ışınların etkisiyle ayrışır ve böylece burada oksijen serbest atomlar halinde bulunur. Işıl ayrışma denen bu olay 200 km yükseklikte daha da yüksek bir düzeye çıkar. ⓘ
Su buharı, yer ve zamana göre değişen biçimde, atmosferin alt katmanlarına karışmış olarak bulunur ve yaklaşık 10–15 km yükseklikten sonra azalmaya başlar. Yeryüzünün iklim ve meteoroloji koşulları üstünde bu su buharının önemli bir rolü vardır, çünkü bulutlara asılı olan su buharı yağış olarak yeryüzüne düşer. ⓘ
Heterosfer
Yeryüzeyinden 100 km yükseklikten itibaren atmosferin bileşim açısından bu türdeş yapısı kaybolmaya başlar. Bu nedenle "heterosfer" adı verilen ve atmosferin son derece seyrek olduğu bu alanlarda, hareketlilik az olduğu için, gazlar uzun dönemde moleküler ağırlıklarına göre alçaktan yükseğe doğru hafife gidecek şekilde tabakalanma eğilimindedir. Güneş ışınlarının iyonize edici etkisinin güçlü hissedildiği bu bölgelerde, fotokimyasal etkinlikler de giderek önemli hale gelir ve atmosfer bileşimini etkiler. ⓘ
600-1,500 km arasında atmosferdeki oksijenin yerini, Güneş'teki lekelerin durumuna göre değişen bir biçimde, helyum alır, bunun üstünde de bir hidrojen katmanı bulunur. Onun için burada yerküreyi çepeçevre saran bir hidrojen tacından söz edilebilir. Yüksek enerjili Güneş ışınlarının etkisi ile hızlandırılan bu hafif atomlar, Yerkürenin kütleçekiminden kurtularak uzaya kaçarlar. Eksilen hidrojenin yerini fotokimyasal etkilerle yüksek atmosfer katmanlarındaki su moleküllerinin parçalanması sonucunda ortaya çıkan hidrojen alır. Bu nedenle hidrojen kaybı gezegenin değerli su kütlesinin kaybı anlamına gelmektedir. Ozon tabakasının tahribatı sonucunda, fotokimyasal etkinliklerin atmosferin su buharından zengin olduğu alçak tabakalarına doğru inmesi bu yönden de tehlike yaratmaktadır. ⓘ
Yıldızların atmosferleri
Yıldızların geniş atmosferleri vardır. Işık yuvarı, renk yuvarı ve geçiş bölgesiyle başlayan yıldız atmosferleri, korona, Güneş rüzgârı ve heliosferle gelişerek gezegenlerarası uzayın derinliklerinde heliopause ile son bulurlar. Mesela Güneş'in atmosferin takriben %73 kadarı hidrojenden, %25'i helyumdan oluşur. Atmosfer, elementlerin iyonize olmuş plazmalarıyla Güneş rüzgârı ve Güneş fırtınası şeklinde Güneş Sistemi'ndeki diğer gök cisimlerinin atmosferlerini etkiler. ⓘ