Venüs'ün atmosferi - Vikipedi

Venüs'ün atmosferi
Venüs atmosferindeki bulut yapısı ultraviyole gözlemlerle ortaya çıkarılmıştır
Genel bilgiler[1]
Yükseklik250 km (160 mi)
Ortalama yüzey basıncı92 bar (1.330 psi)
Kütle4,8 × 1020 kg
Kimyasal türMol kesri
Kimyasal bileşim[1][2]
Karbondioksit%96,5
Azot%3,5
Kükürt dioksit150 ppm
Argon70 ppm
Su buharı20 ppm
Karbonmonoksit17 ppm
Helyum12 ppm
Neon7 ppm
Hidrojen klorür0,1–0,6 ppm
Hidrojen florür0,001–0,005 ppm

Venüs'ün atmosferi, gezegenin çevresini saran çok yoğun bir gaz katmanıdır. %96,5 karbondioksit ve %3,5 azottan oluşur; diğer kimyasal bileşikler ise yalnızca eser miktarda bulunur.[1] Dünya'nın atmosferinden çok daha yoğun ve sıcaktır. Yüzeydeki sıcaklık 740 K (467 °C, 872 °F) ve basınç 93 bar (1.350 psi) seviyesindedir ki bu, Dünya'da deniz seviyesinden 900 m (3.000 ft) derinlikteki basınca eşdeğerdir. Venüs'ün atmosferi, gezegenin tamamını kaplayan ve yüzeyin optik olarak Dünya'dan ya da yörüngeden gözlemlenmesini engelleyen opak sülfürik asit bulut katmanlarına sahiptir. Yüzey topografyası hakkındaki bilgiler yalnızca radarla görüntüleme yoluyla elde edilmiştir.

Atmosfer, yüzeyin hemen üstündeki katmanlar haricinde yoğun bir sirkülasyon halindedir.[3] Troposferin üst katmanı, atmosferin gezegen etrafında sadece dört Dünya gününde dolaştığı ve gezegenin 243 günlük yıldız gününden çok daha hızlı olduğu "süper dönüş" fenomeni sergiler. Süper dönüşü destekleyen rüzgarlar 100 m/s (≈360 km/sa veya 220 mph)[3] veya daha yüksek bir hızda eser. Rüzgarlar gezegenin dönüş hızının 60 katına ulaşacak kadar hızla hareket ederken, Dünya'daki en hızlı rüzgarlar dönüş hızının sadece %10 ila 20'sine erişebilir.[4] Öte yandan, yükseklik azaldıkça rüzgar hızı giderek yavaşlar ve yüzeydeki esinti sadece 2,8 m/s (≈10 km/sa veya 6,2 mph) hıza ulaşabilir.[5] Kutuplara yakın yerlerde kutup girdapları adı verilen antisiklonik yapılar bulunur. Her bir girdap çift gözlüdür ve karakteristik bir S şekilli bulut deseni gösterir.[6] Bunun üzerinde, troposferi termosferden ayıran bir mezosfer katmanı yer alır.[2][3] Termosfer de güçlü bir sirkülasyonla karakterize edilir, fakat bu sirkülasyonun doğası oldukça farklıdır. Güneş ışığıyla ısınan ve kısmen iyonize olan gazlar aydınlık yarımküreden karanlık yarımküreye doğru göç eder, burada yeniden birleşir ve alçalır.[2]

Dünya'nın aksine Venüs'te manyetik alan yoktur. İyonosferi, atmosferi dış uzaydan ve güneş rüzgarından ayırır. Bu iyonize katman, güneşin manyetik alanını dışarıda tutarak Venüs'e kendine özgü bir manyetik ortam kazandırır. Bu, Venüs'ün indüklenmiş manyetosferi olarak kabul edilir. Su buharı dahil olmak üzere daha hafif gazlar, indüklenmiş manyetik kuyruk yoluyla güneş rüzgarı tarafından sürekli olarak dışarıya atılır.[3] Venüs atmosferinin yaklaşık 4 milyar yıl önce Dünya'nınkine daha benzer olduğu ve yüzeyinde sıvı su bulunduğu tahmin edilmektedir. Yüzey suyunun buharlaşması ve ardından sera gazlarının seviyesindeki artış, kontrolden çıkmış bir kaçak sera etkisine yol açmış olabilir.[7][8]

Yüzeydeki sert koşullara rağmen, gezegenin yüzeyinden yaklaşık 50 ila 65 km yükseklikteki atmosferik basınç ve sıcaklık Dünya'nınkiyle neredeyse aynıdır. Bu durum Venüs'ün üst atmosferini, Mars yüzeyinden bile daha fazla Dünya'ya benzer hale getirir. Venüs'ün yüzeyinden 50 ila 65 kilometre yukarıda üst atmosferindeki basınç ve sıcaklık değerlerinin Dünya'ya yakın olması ve Dünya'da helyumun yaptığı gibi Venüs'te de solunabilir havanın (%21 oksijen, %78 azot) bir kaldırma gazı özelliği göstermesi, bu bölgenin hem keşif hem de kolonileşme için uygun bir yer olarak önerilmesine neden olmuştur.[9]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ a b c Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. (2003). "The surface of Venus". Rep. Prog. Phys. 66 (10). ss. 1699-1734. Bibcode:2003RPPh...66.1699B. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04. 
  2. ^ a b c Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; Villard, E.; Fedorova, A.; Fussen, D.; Quémerais, E.; Belyaev, D.; ve diğerleri. (2007). "A warm layer in Venus' cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO" (PDF). Nature. 450 (7170). ss. 646-649. Bibcode:2007Natur.450..646B. doi:10.1038/nature05974. PMID 18046397. 7 Eylül 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 29 Aralık 2024. 
  3. ^ a b c d Svedhem, Hakan; Titov, Dmitry V.; Taylor, Fredric V.; Witasse, Oliver (2007). "Venus as a more Earth-like planet". Nature. 450 (7170). ss. 629-632. Bibcode:2007Natur.450..629S. doi:10.1038/nature06432. PMID 18046393. 
  4. ^ Normile, Dennis (2010). "Mission to probe Venus's curious winds and test solar sail for propulsion". Science. 328 (5979). s. 677. Bibcode:2010Sci...328..677N. doi:10.1126/science.328.5979.677-a. PMID 20448159. 
  5. ^ DK Space Encyclopedia: Atmosphere of Venus s 58.
  6. ^ Piccioni, G.; Drossart, P.; Sanchez-Lavega, A.; Hueso, R.; Taylor, F. W.; Wilson, C. F.; Grassi, D.; Zasova, L.; ve diğerleri. (2007). "South-polar features on Venus similar to those near the north pole". Nature. 450 (7170). ss. 637-640. Bibcode:2007Natur.450..637P. doi:10.1038/nature06209. PMID 18046395. 1 Aralık 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Aralık 2024. 
  7. ^ Kasting, J.F. (1988). "Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus". Icarus. 74 (3). ss. 472-494. Bibcode:1988Icar...74..472K. doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9. PMID 11538226. 7 Aralık 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Aralık 2024. 
  8. ^ "How Hot is Venus?". Mayıs 2006. 22 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Aralık 2024. 
  9. ^ Landis, Geoffrey A. (2003). "Colonization of Venus". AIP Conf. Proc. 654 (1). ss. 1193-1198. Bibcode:2003AIPC..654.1193L. doi:10.1063/1.1541418. 11 Temmuz 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. 

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]

Wikimedia Commons'ta Venüs'ün atmosferi ile ilgili çoklu ortam belgeleri bulunur

"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Venüs%27ün_atmosferi&oldid=34563778" sayfasından alınmıştır