Hangi gezegenlerin doğal sera etkisi vardır? Sera etkisi. Sera Gazı Temelleri

Venüs için yaklaşık 240 K'lik etkin sıcaklık yerine, yüzeyde 90 bar'ın üzerinde bir CO2 basıncı ve 733 Kelvin'lik bir sıcaklık söz konusudur (Pollack 1979). Venüs'ten farklı olarak sera etkisi şu anda yaklaşık 33 K civarında aşırı ısınmada bu da rol oynuyor önemli rol yaşamı sürdürmede. Sera etkisi 5 K'da küçüktür, ancak araştırmalar bunun geçmişte önemli ölçüde daha büyük olduğunu göstermektedir (Carr ve Head, 2010). İlginçtir ki, sera etkisi Dünya'dakiyle pek çok ortak noktaya sahiptir; buradaki karşılaştırılabilir yüzey basıncı (sırasıyla yaklaşık 100 kat daha fazla ve 100 kat daha az basınçlara sahip olan Venüs ve Mars'ın aksine, Dünya'nınkinin 1,5 katı) ve ayrıca yoğunlaşabilir. Düşük sıcaklıklara rağmen Titan'da sera gazları mevcuttur (Koustenis, 2005).

Karşılaştırmalı planetoloji, bu gezegenlere toplu olarak bakmak ve sera etkisinin altında yatan yasaları ve önemini özetlemek için kullanılabilir. Çok karşılaştırmalı analiz olası atmosferik zarflar ve yüzey koşulları hakkında fikir verebilir toprak tipi. Bu çalışma, mevcut durumla ilgili yalnızca dört veri kümesinden daha fazlasını ele alıyor; çünkü jeolojik, jeokimyasal ve izotopik kanıtlar ve diğer temel fiziksel nedenleri de hesaba katarak geçmişte var olan olası atmosferik koşullara da dayanabiliyor.

Bu çalışmanın yapısı şu şekildedir: Öncelikle şunu düşünün: fiziksel temel sera etkisi ve radyasyon emici gazlar. İkinci olarak, yukarıda sıralanan dört kozmik cismin her birine, ana soğurucu gazlara, atmosferin yapısına ve çeşitli cisimlerin hakim yüzey koşullarına kısaca bakalım. Aynı zamanda geçmişteki çeşitli atmosferik koşullara ilişkin verilerle ve zayıf gençlerin paradoksuyla nasıl ilişkili olduğunu dikkate alarak geçmiş koşulların olası modellerini de ele alacağız. Ve son olarak, tüm bu konuları birbirine bağlayalım ve her gezegenle ilişkili temel fiziksel süreçleri bulalım ve aralarında analojiler çizelim. Lütfen bu makalenin öncelikle kalite özelliklerine odaklandığını unutmayın.

SERA GAZLARI TEMELLERİ

Sera gazları görünür ışığı ileterek güneş ışığının çoğunun atmosferden kaçmasına ve yüzeye ulaşmasına izin verir, ancak kızılötesinde opaktırlar ve radyasyonu yüzey sıcaklığının artacağı ve gezegenin gelen güneş radyasyonu ile termal dengede olacağı şekilde etkilerler.

Atomların ve moleküllerin radyasyonu emdiği fiziksel süreç karmaşıktır ve birçok yasayı içerir. kuantum mekaniği resmin tamamını açıklamak için. Ancak süreci niteliksel olarak anlatmak mümkündür. Her atom veya molekül, farklı nicelenmiş enerji seviyelerine karşılık gelen bir dizi duruma sahiptir. Bir molekül, bir fotonu soğurarak veya başka bir parçacıkla yüksek enerjili bir çarpışma sonucu daha düşük bir enerji durumundan daha yüksek bir enerji durumuna geçebilir (tüm olası yüksek enerji durumlarına doğrudan bir parçacıktan ulaşılabileceği bir gerçek değildir). belirli bir düşük olan ve bunun tersi). Bir molekül, uyarılmış bir duruma girdikten sonra, bir foton yayarak veya enerjisinin bir kısmını başka bir parçacıkla çarpıştıktan sonra başka bir parçacığa aktararak daha düşük bir enerji durumuna veya hatta temel duruma (en düşük enerji durumu) kadar uyarılabilir. Dünya atmosferinde soğurucu gazlar için üç tür geçiş vardır. Azalan enerji sırasına göre bunlar: elektronik geçişler, titreşim geçişleri ve dönme geçişleridir. Ultraviyole aralığındaki enerjilerle elektronik geçişler meydana gelir, spektrumun yakın ve orta kızılötesi bölgesinde titreşim ve dönme geçişleri meydana gelir. Ozon, oksijeni emen ultraviyole ışınlara bir örnektir; su buharı ise kızılötesinde gözle görülür titreşim ve dönme enerjilerine sahiptir. Kızılötesi radyasyon Dünya'nın radyasyonuna hakim olduğundan, dönme ve titreşim geçişleri tartışırken çok önemlidir. ısı dengesi Toprak.

Hikayenin tamamı bu değil, çünkü her soğurma çizgisi parçacık hızına (sıcaklığa) ve basınca bağlıdır. Bu miktarların değiştirilmesi spektral çizgilerde değişikliklere neden olabilir ve dolayısıyla gazın sağladığı radyasyonun emilimini değiştirebilir. Ek olarak, çok yoğun veya çok soğuk atmosferlerle ilgili başka bir soğurma modu olan çarpışma kaynaklı soğurma (COI olarak bilinir) henüz tartışılmayı beklemektedir. Bunun anlamı, ICP'nin polar olmayan moleküllerin (yani güçlü bir dipol momenti olmayan simetrik moleküllerin) radyasyonu emmesine izin vermesidir. Bu iki yoldan biriyle çalışır: birincisi, çarpışma molekül üzerinde geçici bir dipol momentine neden olur ve fotonun soğurulmasına izin verir veya ikinci olarak, H2-N2 gibi iki molekül, kendi kuantize edilmiş dönüşleriyle kısa süreliğine bir süpermoleküle bağlanır. devletler. Bu geçici moleküllere dimer adı verilir (Hunt ve ark. 1983; Wordsworth ve ark. 2010). Yoğunluğun doğru orantılılığının sezgisel olarak anlaşılması oldukça kolaydır: gaz ne kadar yoğun olursa çarpışma olasılığı da o kadar artar. Sıcaklıkla negatif ilişki, kalış süresinin bir etkisi olarak anlaşılabilir - eğer bir molekül çok fazla translasyon enerjisine sahipse, başka bir molekülün yakınında daha az zaman harcayacaktır, dolayısıyla dimer oluşumu daha az olasıdır.

Radyasyon zorlama özelliklerinin sayısal değerleri bilinerek, herhangi bir geri besleme etkisinin olmadığı durumlarda sıcaklıklar kolayca hesaplanabilir. Yüzey sıcaklığı ayarlanırsa uzaya daha fazla enerji yayılacaktır (Hansen, Sato ve Rudy 1997). Genel olarak iklim geri bildirimini anlamak kritik öneme sahiptir çünkü olumsuz geri bildirim sıcaklıkları dengelerken olumlu geri bildirim rahatsızlıkları artırır ve kontrolden çıkan süreçler yaratır. Geri bildirim etkilerinin önemli ölçüde farklı zamanlaması da çok önemlidir. Doğru tahminlerde bulunmak için genellikle tüm önemli geri bildirim etkilerini uygun zaman ölçeklerinde içeren bir genel dolaşım modeline (GCM) başvurmak gerekir (Taylor 2010). Geri besleme etkilerinin örnekleri şunlardır: sıcaklığa bağlı bulut oluşumu (negatif geri besleme, kısa zaman ölçekleri), erime veya önemli buz örtüsünün oluşması (pozitif geri besleme, kısa/orta zaman ölçekleri), karbonat-silikat döngüsü (negatif geri besleme, uzun zaman dilimleri) ve biyolojik süreçler (çeşitli).

GÜNEŞ SİSTEMİNDE SERA ETKİSİ

Toprak

Dünyanın ortalama yıllık yüzey sıcaklığı 288 K ve etkin sıcaklığı 255 K'dir. Etkin sıcaklık, aşağıdaki denkleme göre ısı dengesinin gelen güneş ışınımı akışına oranıyla belirlenir.

burada S güneş sabitidir (dünyada ~ 1366 W / m2), A Dünya'nın geometrik albedosudur, σ Stefan-Boltzmann sabitidir, f hızla dönen gezegenler için 4'e eşit olan geometrik faktördür, yani. gün sırasına göre dönüş periyotlarına sahip gezegenler (Catling ve Kasting 2013). Dolayısıyla Dünya üzerindeki bu sıcaklığın 33 K kadar artmasından sera etkisi sorumludur (Pollack 1979). Dünyanın tamamı 255 K'ye kadar ısıtılan siyah bir cisim gibi yayılmalıdır, ancak başta CO2 ve H2O olmak üzere sera gazları tarafından emilmesi, ısıyı yüzeye geri döndürerek soğuk bir üst atmosfer oluşturur. Bu katmanlar 255 K'nin çok altındaki sıcaklıklarda ışıma yapar ve bu nedenle 255 K'de siyah bir cisim gibi ışıma yapabilmesi için yüzeyin daha sıcak olması ve daha fazla ışınım yapması gerekir. Akışın çoğu 8-12 mikronluk pencereden (atmosfere nispeten şeffaf bir dalga boyu bölgesi) çıkar.

Soğuk üst atmosferin sıcak bir yüzeyle pozitif ilişkili olduğunu vurgulamak önemlidir; üst atmosfer ne kadar çok ışınım yapabiliyorsa, yüzeyden gelmesi gereken akış da o kadar düşük olur (Kasting 1984). Bu nedenle, yüzeyin minimum sıcaklıkları ile gezegenin atmosferinin üst katmanları arasındaki fark ne kadar büyük olursa, sera etkisinin de o kadar büyük olması beklenmelidir. Hansen, Sato ve Rudy (1997), geri besleme etkilerini göz ardı ederek, CO2 konsantrasyonunun iki katına çıkmasının, güneş ışınımı akışında %2'lik bir artışa eşdeğer olduğunu gösterdi.

Dünyadaki başlıca sera gazları su buharı ve karbondioksit. Ozon, metan ve nitrojen oksitler gibi çok daha düşük konsantrasyonlardaki gazlar da katkıda bulunur (De Pater ve Lisauer 2007). Özellikle, sera ısıtmasına en büyük katkıyı sağlayan buhar olsa da, yoğunlaşır ve yoğunlaşmayan sera gazları, özellikle de CO2 ile "senkronize olur" (De Pater ve Lisauer, 2007). Su buharı, troposferdeki sıcaklık gradyanını kuru yerine nemli adyabatiğe kaydırarak, yoğunlaşarak gizli ısıyı atmosfere salabilir. Su, su buharını minimum sıcaklıkta (tropopozda) yoğunlaştıran troposferik soğuk tuzak nedeniyle stratosfere giremez ve fotolize uğrayamaz.

Atmosferin evrimi

Yaklaşık 4 milyar yıl önce Dünya'da tortul kayaların varlığı ve buzul birikintilerinin görünürde yokluğu, ilk Dünya'nın sıcak, belki de bugünden daha sıcak olduğunu göstermektedir (De Pater ve Lisauer 2007). Bu özellikle sorunludur çünkü o dönemde güneş radyasyonu akışının yaklaşık %25 daha düşük olduğuna inanılmaktadır. Bu sorun “Zayıf Genç Güneş Paradoksu” olarak bilinmektedir (Goldblatt ve Zahnle 2011). Olası bir açıklama, bugünkünden çok daha büyük bir sera etkisi olabilir. CH4, CO2 ve H2O ve muhtemelen NH3 konsantrasyonlarının o dönemde daha yüksek olduğuna inanılmaktadır (De Pater). Bu tutarsızlığı açıklamak için, çok daha yüksek kısmi CO2 basıncı, metan nedeniyle önemli bir sera etkisi (Pavlov, Kasting ve Brown, 2000), organik bir sis tabakası, artan bulutluluk, spektral çizgilerin genişlemesi dahil olmak üzere birçok hipotez öne sürülmüştür. Nitrojen kısmi basıncının ve toplam atmosferik basıncın önemli ölçüde daha yüksek olması nedeniyle basınca kadar değişir (Goldblatt ve ark. 2009).

Venüs

Venüs, benzer kütlesi ve boyutundan dolayı sıklıkla Dünya'nın kız kardeşi olarak tanımlansa da, yüzeyi ve atmosferik koşullarının Dünya ile hiçbir ortak yanı yoktur. Yüzey sıcaklığı ve basıncı sırasıyla 733 K ve 95 bardır (De Pater ve Lisauer 2007, Krasnopolsky 2011). Yüksek albedo ve %100 bulutluluk sayesinde denge sıcaklığı yaklaşık 232 K'dir. Bu nedenle Venüs üzerindeki sera etkisi çok büyüktür ve yaklaşık 500 K'ye eşittir. 92 barlık kısmi CO2 basıncıyla bu şaşırtıcı değildir. Hatların basınçla genişletilmesi büyük değer bu yoğunluklarda ısınmaya önemli katkı sağlıyor. CO2-CO2 ICP de katkıda bulunabilir ancak bu konuda henüz bir literatür bulunmamaktadır. Su buharı içeriği hacimce %0,00003 ile sınırlıdır (Meadows ve Crisp 1996).

Atmosferin evrimi

Venüs'ün Dünya'nınkine benzer uçucu bir diziyle ve benzer bir başlangıç izotop bileşimiyle başladığına inanılır. Eğer bu doğruysa, o zaman Dünya için ölçülen Döteryum/Protyum oranının 150'den fazla olması (Donahue ve ark. 1982), muhtemelen suyun ışıkla ayrışması nedeniyle geçmişte büyük hidrojen kayıplarına işaret etmektedir (Chassefier ve ark. 2011), ancak Grinspoon Lewis (1988), su dağıtımının bu izotop imzasını açıklayabileceğini öne sürdü. Her halükarda Venüs, Dünya kadar su içerseydi, şu anki durumundan önce okyanuslara sahip olabilirdi (Kasting 1987). Durumunun tek başına artan CO2 konsantrasyonlarından (veya başka herhangi bir sera gazı) kaynaklanamayacağı, ancak genel olarak güneş enerjisi akışının artmasından kaynaklandığı düşünülüyor (Kippenhahn 1994), ancak iç ısı akışı vücutta kontrolden çıkmış sera etkisine neden oluyor. gelgit kilitli gezegenler de mümkündür (Barnes ve ark. 2012).

Kasting (1987) Venüs üzerindeki hem kontrolden çıkan hem de kalıcı sera etkilerini inceledi. Eğer Venüs tarihinin erken dönemlerinde bir okyanusa sahip olsaydı, mevcut yörüngesindeki güneş enerjisi akışı, bir sera senaryosunun hemen başlamasını sağlayacak şekilde olurdu. Artan güneş radyasyonu akışı nedeniyle okyanus suyu kaybı için iki senaryo vardır (Kasting 1987, Goldblatt ve diğerleri 2011, Catling ve Kasting 2013). İlk kontrolsüz senaryo: Okyanus troposfere doğru buharlaşmaya başlar, ısınma artar, ancak basınç da artar, böylece okyanuslar kaynamaz. Su, troposferde foto ayrışmadan ve hidrojenin uzaya kaçmasından çok daha hızlı bir şekilde birikir. Hava olayları hala meydana gelebilir ve CO2 salınımını yavaşlatabilir. Su buharının sıcaklığı ve basıncı artar ve okyanus, su 647 K kritik noktasına ulaşana kadar varlığını sürdürür; bu noktada buharın herhangi bir basınç altında suya dönüştürülmesi imkansızdır; bu noktada tüm durgun sıvı su buharlaşır ve oluşur. Dışarı çıkan uzun dalga radyasyona karşı tamamen opak olan yoğun bir su buharı sisi. Daha sonra yüzey sıcaklığı, su buharının şeffaflığının çok daha yüksek ve daha kararlı olduğu yakın kızılötesi ve görünür bölgelerde yayılmaya başlayana kadar artar. Bu, yüzeye yakın kayaları eritmeye ve onlardan karbon salmaya yetecek kadar yüksek olan 1400 K sıcaklığa karşılık gelir. Ayrıca hava koşulları olmadan CO2 kayadan salınabilir ve hiçbir yerden uzaklaştırılamaz. İkinci senaryoda, su buharının atmosfere salınması sıcaklık dağılımını daha izotermal hale getirerek tropopozu yükseltir ve soğuk tuzağı yok eder. Bu nedenle su buharı stratosfere doğru hareket edebilir ve fotolize uğrayabilir. İlk senaryodan farklı olarak su, okyanustaki buharlaşma hızıyla orantılı bir oranda kayboluyor ve suyun tamamı bitene kadar buharlaşma durmayacak. Su bittiğinde karbonat-silikat döngüsü kapanır. Mantodan CO2 salınmaya devam ederse onu ortadan kaldırmanın bir yolu yoktur.

Mars bazı yönlerden sıcaklık ve basınç açısından Venüs'ün tam tersidir. Yüzey basıncı yaklaşık 6 milibar ve ortalama sıcaklık 215 K'dir (Carr ve Head 2010). Denge sıcaklığının 210 K olduğu gösterilebilir, dolayısıyla sera etkisi yaklaşık 5 K olup ihmal edilebilir düzeydedir. Sıcaklıklar enleme, yılın zamanına ve günün saatine bağlı olarak 180 K ila 300 K arasında değişebilir (Carr ve Head 2010). Teorik olarak, Mars yüzeyinde sıvı suyun bulunabileceği kısa dönemler vardır. faz diyagramı H2O için. Genel olarak ıslak bir Mars görmek istiyorsak geçmişe bakmalıyız.

Atmosferin evrimi

Mariner 9, ilk kez nehir akışının bariz izlerini gösteren fotoğrafları geri gönderdi. En yaygın yorum Mars'ın ilk dönemlerinin sıcak ve yağışlı olduğu yönündedir (Pollack 1979, Carr ve Head 2010). Yeterli radyasyon zorlamasının neden olduğu muhtemelen sera etkisi (bulutlar da dikkate alınmış olsa da) gibi bazı mekanizmalar, erken tarihi boyunca Mars'ı daha sıcak hale getirdi. Mars'ın ılıman bir iklime sahip olduğu 3,8 milyar yıl önce Güneş'in %25 daha sönük olduğu göz önüne alındığında, sorun ilk bakışta göründüğünden daha da kötüdür (Kasting 1991). Erken dönem Mars'ta 1 bar düzeyinde yüzey basıncı ve 300 K'ye yakın sıcaklıklar mevcut olabilir (De Pater ve Lisauer 2007).

Kasting (1984, 1991), CO2'nin tek başına Mars'ın erken yüzeyini 273 K'ye kadar ısıtamayacağını gösterdi. CO2'nin klatratlara yoğunlaşması atmosferik sıcaklık gradyanını değiştirir ve üst atmosferin daha fazla ısı yaymasına zorlar ve eğer gezegen ışınımsal durumdaysa denge, o zaman yüzey daha az yayıyor, böylece gezegen aynı uzun dalga kızılötesi radyasyon akışına sahip oluyor ve yüzey soğumaya başlıyor. Böylece, 5 barın üzerindeki basınçlarda CO2 gezegeni ısıtmak yerine soğutur. Ve bu, o zamanki güneş akışı göz önüne alındığında, Mars yüzeyini suyun donma noktasının üzerine ısıtmak için yeterli değil. Bu durumda CO2 yoğunlaşarak klatratlara dönüşecektir. Wordsworth, Foget ve Amit (2010), yoğun, saf bir CO2 atmosferinde (ICP dahil) CO2 emiliminin fiziğinin daha titiz bir şekilde ele alınmasını sunarak, Kasting 1984'ün yüzey sıcaklıklarını gerçekte olduğundan fazla tahmin ettiğini gösterdi. yüksek basınçlar bu da Mars'ın sıcak ve ıslak erken dönem sorununu daha da kötüleştiriyor. CO2'ye ek olarak diğer sera gazları bu sorunu çözebilir veya belki de albedo'yu azaltan toz, bu sorunu çözebilir.

CH4, NH3 ve H2S'nin olası rolü daha önce tartışılmıştı (Sagan ve Mullen, 1972). Daha sonra SO2'nin de sera gazı olduğu öne sürüldü (Jung ve diğerleri, 1997).

Titan'ın yüzey sıcaklığı ve basıncı sırasıyla 93 K ve 1,46 bardır (Koustenis). Atmosfer esas olarak N2'den, yüzde birkaç CH4'ten ve yaklaşık %0,3 H2'den oluşur (McKay, 1991). Titan'ın 40 km yükseklikte 71 K sıcaklığa sahip tropopozu.

Sera etkisi Titanyum öncelikle uzun dalga radyasyonunun N2, CH4 ve H2 molekülleri tarafından basınca bağlı olarak emilmesinden kaynaklanır (McKay, Pollack ve Cortin 1991). H2, Titan'a özgü radyasyonu (16,7-25 mikron) güçlü bir şekilde emer. CH4, Titan'ın atmosferinde yoğunlaştığından Dünya'daki su buharına benzer. Titan üzerindeki sera etkisi esas olarak N2-N2, CH4-N2 ve H2-N2 dimerlerinin çarpışmaya bağlı emiliminden kaynaklanmaktadır (Hunt ve diğerleri 1983; Wordsworth ve diğerleri 2010). Bu, titreşim ve dönme geçişleri yoluyla emilimin baskın olduğu Dünya, Mars ve Venüs'ün atmosferinden çarpıcı biçimde farklıdır.

Titanyumun aynı zamanda önemli bir sera önleyici etkisi de vardır (McKay ve diğerleri, 1991). Sera karşıtı etki, görünür ışığı emen ancak kızılötesi radyasyona karşı şeffaf olan bir pus tabakasının yüksek rakımlarda bulunmasından kaynaklanır. Anti-sera etkisi yüzey sıcaklığını 9 K azaltırken, sera etkisi 21 K artırır. Böylece net sera etkisi 12 K olur (94 K gözlemlenen yüzey sıcaklığına kıyasla 82 K etkin sıcaklık). Pus tabakası olmayan Titan, anti-sera etkisi olmaması ve artan sera etkisi nedeniyle 20 K daha sıcak olacaktır (McKay ve ark. 1991).

Yüzey soğuması esas olarak spektrumun 17-25 mikron bölgesindeki radyasyondan kaynaklanmaktadır. Bu Titan'ın kızılötesi penceresi. H2 önemlidir çünkü bu bölgede emilir, tıpkı CO2'nin Dünya yüzeyinden kızılötesi radyasyonu emdiği için Dünya'da çok önemli olması gibi. Her iki gaz da kendi atmosfer koşullarında buharlarının doygunluğu ile sınırlandırılmaz.

Metan basınca yakın doymuş buhar Dünyadaki H2O'ya benzer.

Atmosferin evrimi

Artan güneş parlaklığı nedeniyle Titan'ın yüzey sıcaklığı muhtemelen 4 milyar yıl öncesine göre 20 K daha sıcaktır (McKay ve diğerleri 1993). Bu durumda atmosferdeki N2 buza kadar soğutulacaktır. Titan atmosferinin oluşumu ve ömrü, herhangi bir somut çözümü olmayan ilginç bir sorundur (Koustenis 2004). Sorunlardan biri, CH4 fotolizi ve etan üretiminin bu hızıyla, Titan'ın atmosferindeki mevcut CH4 kaynağının, güneş sisteminin yaşına göre çok daha kısa sürede tükenecek olmasıdır. Ek olarak, günümüzün üretim hızlarında sıvı etan birkaç yüz metre aşağıdaki yüzeyde birikecektir (Lunine ve diğerleri, 1989). Ya bu Titan'ın tarihinde karakteristik olmayan bir dönemdir ya da bilinmeyen metan kaynakları ve etan yutakları vardır (Catling ve Kasting, 2013).

SONUÇLAR VE TARTIŞMA

Dünya, Mars ve Venüs, her gezegenin belirgin bir atmosfere, hava durumuna, geçmişteki veya mevcut volkanizmaya ve kimyasal olarak heterojen bir bileşime sahip olması bakımından benzerdir. Titan ayrıca önemli bir atmosfere, hava durumuna, muhtemelen kriyovolkanizmaya ve potansiyel olarak kısmen heterojen bir bileşime sahiptir (De Pater ve Lisauer 2007).

Mars, Dünya ve Venüs, CO2'nin gözle görülür bir etkisi olan bir sera etkisine sahiptir, ancak ısınmanın büyüklüğü ve CO2'nin kısmi basıncı birkaç büyüklük düzeyinde farklılık göstermektedir. Güneş sisteminin tarihinde, Güneş daha zayıf parladığında, Dünya ve Mars'ın ek ısınmaya sahip olması gerektiği oldukça açıktır. Her ne kadar birçok çözüm önerilmiş ve birçok açıklama mümkün olsa da, bu iki gezegendeki ısınmanın kaynağının ne olduğu belli değil. İlginç bir şekilde Mars, Dünya'nın geçmişiyle karşılaştırma yapılmasına olanak tanıyor, çünkü her iki gezegen de CO2 gazının yarattığı sera etkisinden daha fazla sıcak olduklarına dair pek çok jeolojik kanıta sahip. Aynı zamanda Venüs'teki kontrolden çıkan sera etkisi, eğer Dünya'nın geleceği hakkında fikir veriyorsa güneş aktivitesi büyümeye devam edecek. Temelleri bilerek üç gezegenin modellerini karşılaştırmak fiziksel yasalar Tüm gezegenler için aynı şekilde, eğer Güneş karasal gezegenleri etkilemeseydi elde edilmesi imkansız olacak şeyleri elde edebiliriz.

Yazara göre Titan, araştırma için heyecan verici bir materyal; özellikle de tanımlanan diğer dünyaların aksine, sera etkisinin çarpışma kaynaklı soğurma tarafından baskın olması nedeniyle. ICP'den kaynaklanan ısınmanın, dış gezegenlerin koşullarını ve olası yaşanabilirliğini tanımlamak için birçok olası uygulaması vardır (Pierrehumbert). Dünya'nın atmosferi gibi, Titan'ın atmosferi de atmosferde yoğunlaşabilecek ve dolayısıyla sıcaklık dağılımını etkileyebilecek üçlü noktaya yakın yeterli miktarda malzeme içerir.

Dünya atmosferindeki ana gaz türleri elbette canlı organizmalardan etkilenir (Taylor 2010). Açıkçası, bu güneş sistemindeki diğer gezegenler için geçerli değil. Ancak olası diğer biyosferleri daha iyi anlamak için Dünya ile sistemimizdeki cansız dünyalar arasındaki karşılaştırmaları kullanabiliriz.

Görünüşe göre gezegenimizdeki küresel ısınma iyi bilinen bir gerçek haline geldi. Uzmanlar ise atmosferdeki sera etkisi nedeniyle ortaya çıkan bu küresel ısınmanın çok ciddi sonuçlara yol açabileceği konusunda uyarıyor. Bu nedenle, sera etkisinin sadece Dünya üzerinde değil, aynı zamanda Venüs, Mars ve Titan (Satürn'ün uydusu) üzerindeki etkilerine yönelik araştırmalar yapılması planlanıyor, böylece insanlığın gelecekte kendisini hangi iklim değişimlerinin bekleyebileceğini daha net hayal edebilmesi planlanıyor. .

İnsanlık az ve engelsiz iken teknik ilerlemeler faaliyetinin Dünya'nın iklimi üzerinde çok az etkisi oldu. Ancak artık insanlar, çoğu zaman sonuçlarını düşünmeden, gezegenimizdeki ısı alışverişi sürecine aktif olarak müdahale ediyorlar.

Güneş'ten gelen enerji Dünya'nın yüzeyini ısıtır ve bu enerji de uzaya geri yayılır. Ancak bazı atmosferik gazlar bu enerjinin atmosferden çıkmasını engeller. Bu sera etkisidir. O olmasaydı, şu anda 15 o C olan Dünya'nın ortalama sıcaklığı 30 o daha düşük olurdu. İnsanlar yakıt yakarak ve ormanları keserek atmosfere çok fazla sera gazı yayar ve böylece sera etkisi artar. Sonuç olarak, geçtiğimiz yüzyılda Dünya üzerindeki küresel sıcaklıklar yarım dereceden fazla arttı.

Sera etkisi çok güçlü hale geldiğinde neler olabileceğine dair bir örnek Venüs'te görülebilir. Bu gezegen, boyut ve kütle bakımından Dünya'dan yalnızca biraz daha düşüktür. Ancak yüzeyindeki sıcaklık yaklaşık 460 o C'dir. Artık Venüs'ün atmosferi neredeyse tamamen bir sera gazı olan karbondioksitten oluşuyor. İÇİNDE dünyanın atmosferi Karbondioksitin payı hala %0,03 civarındadır. Bu çok az gibi görünüyor, ancak endüstriyel gelişmenin başlangıcından bu yana atmosferdeki karbondioksitin payı %30 arttı.

Venüs'teki atmosferin bileşimi neden Dünya'dakinden bu kadar farklı? Belki Venüs'ün kaderi de Dünya'yı bekliyor? Bu sorunun cevabı, 2005 yılında Venüs'ü keşfetmek üzere yola çıkacak olan Avrupa sondası Venüs Ekspresi ile cevaplanabilir.

Diğer komşu gezegenimiz Mars ise Venüs'e hiç benzemiyor. Mars'ta henüz sera etkisi olduğuna dair bir işaret yok. Atmosferinde karbondioksit vardır, ancak atmosferin kendisi o kadar ince ve seyrektir ki, yüzeydeki basıncı "dünyevi" 760 mm Hg'nin yalnızca yüzde biri kadardır. Sanat. Bu nedenle Güneş'ten herhangi bir enerji tutmaz ve gündüz ile gece, ışık ve gölge arasında keskin sıcaklık farkları vardır. Pek çok uzman, geçmişte Mars'ın çok daha sıcak olduğuna, hatta okyanusların bile bulunduğuna, dolayısıyla atmosferin tamamen farklı olduğuna inanıyor. Ancak yaklaşık 3,6 milyar yıl önce Mars'ta bir şey oldu ve zamanla bugünkü durumuna geldi. Böyle bir iklim değişikliğinin itici gücü ne olabilir? Bilim insanları bu soruyu, bu yıl mayıs ayında Mars'a gidecek olan Avrupa sondası Mars Express'in yardımıyla cevaplamayı planlıyor.

Satürn'ün en büyük uydusu Titan'da orta şiddette bir sera etkisi var. Doğru, atmosferinde aynı zamanda bir sera gazı olan yüksek konsantrasyonlarda metan ile açıklanıyor. Ancak Titan'da hava hala Dünya'dakinden çok daha soğuk - yaklaşık -180 o C. Şimdi Cassini sondası Huygens mini sondasıyla Satürn'e doğru uçuyor. İkincisi özellikle Titan araştırmaları için tasarlanmıştır. Bunun için paraşütle atmosfere düşürülecek. Belki de bu çalışmalar dünyalıların gezegenlerindeki süreçleri anlamak için yararlı bir şeyler öğrenmelerine olanak tanıyacaktır.

GİRİİŞ

Sera etkisi, güneş sistemindeki atmosferi olan cisimler üzerinde gözle görülür bir etkiye sahiptir. En parlak bir örnek Venüs'ün etkin sıcaklığı yaklaşık 240 K değil, yüzeyinde 90 bar'dan fazla CO2 basıncı ve 733 Kelvin sıcaklığı olan Venüs'tür (Pollack 1979). Venüs'ün aksine, Dünya'da sera etkisi şu anda 33 K aşırı ısınma civarında ve bu da yaşamın desteklenmesinde önemli bir rol oynuyor. Mars'ta sera etkisi 5 K'da küçüktür, ancak araştırmalar bunun geçmişte önemli ölçüde daha büyük olduğunu göstermektedir (Carr ve Head 2010). İlginç bir şekilde, Titan'daki sera etkisi Dünya'daki sera etkisi ile pek çok ortak noktaya sahiptir; bunlar arasında karşılaştırılabilir yüzey basıncı (sırasıyla yaklaşık 100 kat daha fazla ve 100 kat daha az basınçlara sahip olan Venüs ve Mars'ın aksine Dünya'nınkinin 1,5 katı) ve ayrıca Düşük sıcaklıklara rağmen Titan'da yoğunlaşabilen sera gazları mevcuttur (Koustenis, 2005).

Karşılaştırmalı planetoloji, bu gezegenlere toplu olarak bakmak ve sera etkisinin altında yatan yasaları ve önemini özetlemek için kullanılabilir. Böyle bir karşılaştırmalı analiz, Dünya benzeri ötegezegenlerin olası atmosferik örtüleri ve yüzey koşulları hakkında fikir verebilir. Bu çalışma, gezegenlerin mevcut durumuna ilişkin yalnızca dört veri kümesinden fazlasını ele alıyor, aynı zamanda jeolojik, jeokimyasal ve izotopik kanıtları ve diğer temel fiziksel nedenleri hesaba katarak bu gezegenlerde geçmişte var olan olası atmosferik koşulları da inceliyor.

Bu çalışmanın yapısı şu şekildedir: Öncelikle sera etkisinin fiziksel temelini ve radyasyonu emen gazları ele alıyoruz. İkinci olarak, yukarıda sıralanan dört kozmik cismin her birine, ana soğurucu gazlara, atmosferin yapısına ve çeşitli cisimlerin hakim yüzey koşullarına kısaca bakalım. Ayrıca geçmişteki çeşitli atmosferik koşullara ilişkin verilerle ve sönük genç bir Güneş paradoksu ile nasıl ilişkili olduğunu göz önünde bulundurarak geçmiş koşulların olası modellerini de ele alacağız. Ve son olarak, tüm bu konuları birbirine bağlayalım ve her gezegenle ilişkili temel fiziksel süreçleri bulalım ve aralarında analojiler çizelim. Lütfen bu makalenin öncelikle kalite özelliklerine odaklandığını unutmayın.

SERA GAZLARI TEMELLERİ

Atomların ve moleküllerin radyasyonu emdiği fiziksel süreç karmaşıktır ve resmin tamamını açıklamak için birçok kuantum mekaniği yasasını içerir. Ancak süreci niteliksel olarak anlatmak mümkündür. Her atom veya molekül, farklı nicelenmiş enerji seviyelerine karşılık gelen bir dizi duruma sahiptir. Bir molekül, bir fotonu soğurarak veya başka bir parçacıkla yüksek enerjili bir çarpışma sonucu daha düşük bir enerji durumundan daha yüksek bir enerji durumuna geçebilir (tüm olası yüksek enerji durumlarına doğrudan bir parçacıktan ulaşılabileceği bir gerçek değildir). belirli bir düşük olan ve bunun tersi). Bir molekül, uyarılmış bir duruma girdikten sonra, bir foton yayarak veya enerjisinin bir kısmını başka bir parçacıkla çarpıştıktan sonra başka bir parçacığa aktararak daha düşük bir enerji durumuna veya hatta temel duruma (en düşük enerji durumu) kadar uyarılabilir. Dünya atmosferinde soğurucu gazlar için üç tür geçiş vardır. Azalan enerji sırasına göre bunlar: elektronik geçişler, titreşim geçişleri ve dönme geçişleridir. Ultraviyole aralığındaki enerjilerle elektronik geçişler meydana gelir, spektrumun yakın ve orta kızılötesi bölgesinde titreşim ve dönme geçişleri meydana gelir. Ozon, oksijeni emen ultraviyole ışınlara bir örnektir; su buharı ise kızılötesinde gözle görülür titreşim ve dönme enerjilerine sahiptir. Kızılötesi radyasyon Dünya'nın radyasyonuna hakim olduğundan, Dünya'nın termal dengesi tartışılırken dönme ve titreşim geçişleri çok önemlidir.

Hikayenin tamamı bu değil, çünkü her soğurma çizgisi parçacık hızına (sıcaklığa) ve basınca bağlıdır. Bu miktarların değiştirilmesi spektral çizgilerde değişikliklere neden olabilir ve dolayısıyla gazın sağladığı radyasyonun emilimini değiştirebilir. Ek olarak, çok yoğun veya çok soğuk atmosferlerle ilgili başka bir soğurma modu olan çarpışma kaynaklı soğurma (COI olarak bilinir) henüz tartışılmayı beklemektedir. Bunun anlamı, ICP'nin polar olmayan moleküllerin (yani güçlü bir dipol momenti olmayan simetrik moleküllerin) radyasyonu emmesine izin vermesidir. Bu, iki yoldan biriyle çalışır: birincisi, çarpışma molekül üzerinde geçici bir dipol momentine neden olur ve fotonun soğurulmasına izin verir veya ikinci olarak, H2-N2 gibi iki molekül, kendi kuantize edilmiş değerleri ile kısa süreliğine tek bir süpermoleküle bağlanır. dönme durumları. Bu geçici moleküllere dimer adı verilir (Hunt ve ark. 1983; Wordsworth ve ark. 2010). Yoğunluğun doğru orantılılığının sezgisel olarak anlaşılması oldukça kolaydır: gaz ne kadar yoğun olursa çarpışma olasılığı da o kadar artar. Sıcaklıkla negatif ilişki, kalış süresinin bir etkisi olarak anlaşılabilir - eğer bir molekül çok fazla translasyon enerjisine sahipse, başka bir molekülün yakınında daha az zaman harcayacaktır, dolayısıyla dimer oluşumu daha az olasıdır.

GÜNEŞ SİSTEMİNDE SERA ETKİSİ

Toprak

Dünya yüzeyinin yıllık ortalaması 288 K ve etkin sıcaklığı 255 K'dir. Etkin sıcaklık, aşağıdaki denkleme göre ısı dengesinin gelen güneş ışınımı akışına oranıyla belirlenir.

Soğuk üst atmosferin sıcak bir yüzeyle pozitif ilişkili olduğunu vurgulamak önemlidir; üst atmosfer ne kadar çok emisyon yayma kapasitesine sahipse, yüzeyden gelmesi gereken akış da o kadar düşük olur (Kasting 1984). Bu nedenle, yüzeyin minimum sıcaklıkları ile gezegenin atmosferinin üst katmanları arasındaki fark ne kadar büyük olursa, sera etkisinin de o kadar büyük olması beklenmelidir. Hansen, Sato ve Rudy (1997), geri besleme etkilerini göz ardı ederek, CO2 konsantrasyonunun iki katına çıkmasının, güneş ışınımı akışında %2'lik bir artışa eşdeğer olduğunu gösterdi.

Dünyadaki başlıca sera gazları su buharı ve karbondioksittir. Ozon, metan ve nitrojen oksitler gibi çok daha düşük konsantrasyonlardaki gazlar da katkıda bulunur (De Pater ve Lisauer 2007). Özellikle, sera ısıtmasına en büyük katkıyı sağlayan buhar olsa da, yoğunlaşır ve yoğunlaşmayan sera gazları, özellikle de CO2 ile "senkronize olur" (De Pater ve Lisauer, 2007). Su buharı, troposferdeki sıcaklık gradyanını kuru yerine nemli adyabatiğe kaydırarak, yoğunlaşarak gizli ısıyı atmosfere salabilir. Su, su buharını minimum sıcaklıkta (tropopozda) yoğunlaştıran troposferik soğuk tuzak nedeniyle stratosfere giremez ve fotolize uğrayamaz.

Atmosferin evrimi

Venüs

Venüs, benzer kütlesi ve boyutundan dolayı sıklıkla Dünya'nın kız kardeşi olarak tanımlansa da, yüzeyi ve atmosferik koşullarının Dünya ile hiçbir ortak yanı yoktur. Yüzey sıcaklığı ve basıncı sırasıyla 733 K ve 95 bardır (De Pater ve Lisauer 2007, Krasnopolsky 2011). Yüksek albedo ve %100 bulutluluk sayesinde denge sıcaklığı yaklaşık 232 K'dir. Bu nedenle Venüs üzerindeki sera etkisi çok büyüktür ve yaklaşık 500 K'ye eşittir. 92 barlık kısmi CO2 basıncıyla bu şaşırtıcı değildir. Bu tür yoğunluklarda hattın basınçla genişletilmesi önemlidir ve ısınmaya önemli katkı sağlar. CO2-CO2 ICP de katkıda bulunabilir ancak bu konuda henüz bir literatür bulunmamaktadır. Su buharı içeriği hacimce %0,00003 ile sınırlıdır (Meadows ve Crisp 1996).

Atmosferin evrimi

Venüs'ün Dünya'nınkine benzer uçucu bir diziyle ve benzer bir başlangıç izotop bileşimiyle başladığına inanılır. Eğer bu doğruysa, o zaman Dünya için ölçülen Döteryum/Protyum oranının 150'den fazla olması (Donahue ve ark. 1982), muhtemelen suyun ışıkla ayrışması nedeniyle geçmişte büyük hidrojen kayıplarına işaret etmektedir (Chassefier ve ark. 2011), ancak Grinspoon Lewis (1988), suyun kuyruklu yıldızlar tarafından taşınmasının bu izotop imzasını açıklayabileceğini öne sürdü. Her halükarda Venüs, Dünya kadar su içerseydi, şu anki durumundan önce okyanuslara sahip olabilirdi (Kasting 1987). Durumunun tek başına artan CO2 konsantrasyonlarından (veya başka herhangi bir sera gazı) kaynaklanamayacağı, ancak genel olarak güneş enerjisi akışının artmasından kaynaklandığı düşünülüyor (Kippenhahn 1994), ancak iç ısı akışı vücutta kontrolden çıkmış sera etkisine neden oluyor. gelgit kilitli gezegenler de mümkündür (Barnes ve ark. 2012).

Mars

Mars bazı yönlerden sıcaklık ve basınç açısından Venüs'ün tam tersidir. Yüzey basıncı yaklaşık 6 milibar ve ortalama sıcaklık 215 K'dir (Carr ve Head 2010). Denge sıcaklığının 210 K olduğu gösterilebilir, dolayısıyla sera etkisi yaklaşık 5 K olup ihmal edilebilir düzeydedir. Sıcaklıklar enleme, yılın zamanına ve günün saatine bağlı olarak 180 K ila 300 K arasında değişebilir (Carr ve Head 2010). Teorik olarak, H2O faz diyagramına göre Mars yüzeyinde sıvı suyun bulunabileceği kısa dönemler vardır. Genel olarak ıslak bir Mars görmek istiyorsak geçmişe bakmalıyız.

Atmosferin evrimi

Mariner 9, ilk kez nehir akışlarının bariz kanıtlarını gösteren fotoğrafları geri gönderdi. En yaygın yorum Mars'ın ilk dönemlerinin sıcak ve yağışlı olduğu yönündedir (Pollack 1979, Carr ve Head 2010). Yeterli radyasyon zorlamasının neden olduğu muhtemelen sera etkisi (bulutlar da dikkate alınmış olsa da) gibi bazı mekanizmalar, erken tarihi boyunca Mars'ı daha sıcak hale getirdi. Mars'ın ılıman bir iklime sahip olduğu 3,8 milyar yıl önce Güneş'in %25 daha sönük olduğu göz önüne alındığında, sorun ilk bakışta göründüğünden daha da kötüdür (Kasting 1991). Erken dönem Mars'ta 1 bar düzeyinde yüzey basıncı ve 300 K'ye yakın sıcaklıklar mevcut olabilir (De Pater ve Lisauer 2007).

Kasting (1984, 1991), CO2'nin tek başına Mars'ın erken yüzeyini 273 K'ye kadar ısıtamayacağını gösterdi. CO2'nin klatratlara yoğunlaşması atmosferik sıcaklık gradyanını değiştirir ve üst atmosferin daha fazla ısı yaymasına zorlar ve eğer gezegen ışınımsal durumdaysa denge, o zaman yüzey daha az yayıyor, böylece gezegen aynı uzun dalga kızılötesi radyasyon akışına sahip oluyor ve yüzey soğumaya başlıyor. Böylece, 5 barın üzerindeki basınçlarda CO2 gezegeni ısıtmak yerine soğutur. Ve bu, o zamanki güneş akışı göz önüne alındığında, Mars yüzeyini suyun donma noktasının üzerine ısıtmak için yeterli değil. Bu durumda CO2 yoğunlaşarak klatratlara dönüşecektir. Wordsworth, Foget ve Amit (2010), yoğun, temiz bir CO2 atmosferinde (ICP dahil) CO2 emiliminin fiziğinin daha titiz bir şekilde ele alınmasını sunarak, 1984'te Kasting'in aslında yüksek basınçlarda yüzey sıcaklıklarını olduğundan fazla tahmin ettiğini, dolayısıyla sıcaklık sorununu daha da kötüleştirdiğini gösterdi. sıcak, ıslak erken Mars. CO2'ye ek olarak diğer sera gazları bu sorunu çözebilir veya belki de albedo'yu azaltan toz, bu sorunu çözebilir.

CH4, NH3 ve H2S'nin olası rolü daha önce tartışılmıştı (Sagan ve Mullen, 1972). Daha sonra SO2'nin de sera gazı olduğu öne sürüldü (Jung ve diğerleri, 1997).

Titanyum

Titan'ın sera etkisi esas olarak N2, CH4 ve H2 molekülleri tarafından uzun dalga radyasyonunun basınca bağlı olarak emilmesinden kaynaklanmaktadır (McKay, Pollack ve Cortin 1991). H2, Titan'a özgü radyasyonu (16,7-25 mikron) güçlü bir şekilde emer. CH4, Titan'ın atmosferinde yoğunlaştığından Dünya'daki su buharına benzer. Titan üzerindeki sera etkisi esas olarak N2-N2, CH4-N2 ve H2-N2 dimerlerinin çarpışmaya bağlı emiliminden kaynaklanmaktadır (Hunt ve diğerleri 1983; Wordsworth ve diğerleri 2010). Bu, titreşim ve dönme geçişleri yoluyla emilimin baskın olduğu Dünya, Mars ve Venüs'ün atmosferinden çarpıcı biçimde farklıdır.

Metan, Dünya'daki H2O'ya benzer şekilde buhar basıncına yakındır.

Atmosferin evrimi

SONUÇLAR VE TARTIŞMA

Mars, Dünya ve Venüs, CO2'nin gözle görülür bir etkisi olan bir sera etkisine sahiptir, ancak ısınmanın büyüklüğü ve CO2'nin kısmi basıncı birkaç büyüklük düzeyinde farklılık göstermektedir. Güneş sisteminin tarihinde, Güneş daha zayıf parladığında, Dünya ve Mars'ın ek ısınmaya sahip olması gerektiği oldukça açıktır. Her ne kadar birçok çözüm önerilmiş ve birçok açıklama mümkün olsa da, bu iki gezegendeki ısınmanın kaynağının ne olduğu belli değil. İlginç bir şekilde Mars, Dünya'nın geçmişiyle karşılaştırma yapılmasına olanak tanıyor, çünkü her iki gezegen de CO2 gazının yarattığı sera etkisinden daha fazla sıcak olduklarına dair pek çok jeolojik kanıta sahip. Aynı zamanda Venüs'teki kontrolden çıkan sera etkisi, eğer güneş aktivitesi artmaya devam ederse Dünya'nın geleceği hakkında fikir veriyor. Üç gezegenin modellerini karşılaştırarak, tüm gezegenler için aynı olan temel fizik yasalarını bilerek, Güneş'in karasal gezegenleri etkilememesi durumunda elde edilmesi imkansız olan şeyleri elde edebiliriz.

KULLANILAN KAYNAKLARIN LİSTESİ

Carr M.H., Head J.W. (2010), Mars'ın Jeolojik Tarihi, EPSL, 296, 185-203.

Venüs – Antik Romalılar bu etkileyici görünümlü gezegene hayran kalmışlar ve ona aşk ve güzellik tanrıçasının adını vermişler. Gökyüzünde o kadar güzel görünüyordu ki aralarındaki bağlantı bariz görünüyordu. Venüs, yapısı, çekim kuvveti, yoğunluğu ve boyutundaki benzerlik nedeniyle uzun süre kardeş gezegenimiz olarak kabul edildi. Birçok yönden Venüs ve Dünya neredeyse ikizdir, neredeyse aynı büyüklüktedirler ve Venüs Dünya'ya en yakın gezegendir.

Bilim adamları yüzyıllar boyunca, Dünya'nın ikizi olan bu gezegenin derin okyanuslarla, yoğun tropik ormanlarla kaplı olduğuna ve ikliminin burada akıllı yaşamın varlığı için tüm koşulları yarattığına inanıyorlardı. Sen gelmeden önce uzay çağı Venüs'ün Dünya'ya çok benzediğine inanılıyordu, ancak Venüs'ü incelemeye başladığımızda oradaki koşulların tamamen farklı olduğu ortaya çıktı. Venüs'ün, Dünya'nın egzotik kız kardeşi olmaktan çok, kötü niyetli bir ikizi olduğu ortaya çıktı. Bunlar, temel özellikleri bakımından oldukça benzer iki gezegendir, ancak evrimleri farklıydı, bu da bizi sorunu farklı şekilde anlamaya zorluyor. gezegensel evrim. İki benzer gezegen vardı, dört milyar yıldır varlardı ve neden bu kadar farklı oldukları ortaya çıktı.

İklim ve sera etkisi

Bunun başlıca nedenlerinden ilki, Venüs'ün güçlü göktaşı çarpmalarına maruz kalmasıdır. Tek bir darbe o kadar güçlüydü ki bilim insanları bunun gezegenin dönüşünü etkilediğine inanıyor. Venüs'ün dönüşü çok yavaştır ve biz buna gerileyen dönüş diyoruz. Yani Venüs diğer gezegenler gibi dönmüyor ama ters taraf. Gerici dönüş nedeniyle Güneş burada batıdan doğar ve doğudan batar. Venüs'te bir gün çok uzundur; bir gün doğumundan diğerine kadar geçen süre yaklaşık sekiz Dünya ayıdır. Ancak bunlar Venüs'te yaşamı çekilmez kılan özellikler değil. Bunun nedeni kısmen yüzey sıcaklıklarının yaklaşık 750 santigrat derece olduğu acımasız iklimdir. Venüs en sıcak gezegendir güneş sistemi oraya yapılacak bir ziyaret son derece kısa sürecektir. Orada birkaç saniye kalsaydık kızarırdık.

Sera etkisi sorunu

Sera etkisi adı verilen bir süreç nedeniyle acımasız bir sıcak hava dalgası yaratılıyor. Dünya'da da benzer bir süreç iklimi kontrol ediyor. Venüs'ü daha yakından incelediğimizde tanıdık bir şeyin nasıl bir yaşam ya da ölüm döngüsüne dönüşebileceğini anlamaya başlarız. Bugün Dünya'da sıcaklıklar artıyor ve bilim insanları bunun nedenini Venüs'te keşfetti. Robert Strom (Arizona Üniversitesi'nden bilim adamı) "Küresel ısınma, giderek daha fazla miktarda bulunan sera gazlarının etkisinin bir sonucudur ve bu nedenle Dünya giderek daha sıcak hale geliyor" dedi. “Venüs'e baktık ve aynı şeyin burada da olduğunu söyledik.”

Sera etkisinin Venüs üzerindeki sonuçları

Lansmandan sonra 90'lı yıllarda uzay gemisi Magellan, Venüs Dünya'da işlerin ne kadar kötü gidebileceğinin bir örneği olarak gösterilmeye başlandı. "Uzay araştırmaları bize Dünya hakkında çok şey öğretti ve çevre, diyor Robert Strom. "Günümüzde küresel ısınmayla bağlantılı olarak konuşulan sera etkisi aslında Venüs'te keşfedildi." Venüs barakasında keşfedildi Yeni Dünya Dünya üzerindeki sera (sera) etkisi üzerine. Venüs evriminin başlarında her zaman bu kadar sıcak değildi; daha çok Dünya'ya benziyordu. Sera etkisi dediğimiz olay nedeniyle okyanuslarını kaybetti. “Venüs, gezegendeki küresel değişikliklerin en kötü senaryoyu nasıl takip edebileceğinin bir örneğidir. Başımızı belaya sokmak için Venüs'ün yolunu takip etmemize gerek yok. Sadece biraz farklı bir yöne dönmemiz gerekiyor ve bunu zaten yapıyoruz."

Sera etkisinin nedenleri

Venüs'ü incelemek iklim modellerimizi test etmemizi sağlar. Bilim adamları genel dolaşımın bilgisayar modellerini kullanarak Venüs'teki sera gazı miktarına bağlı olarak Dünya'daki sıcaklıklardaki artışı hesaplayabildiler. Sera etkisi Venüs'te nasıl oluyor da gezegeni bu kadar sıcak hale getiriyor? Venüs sera gazlarını tutmuyor güneş ısısı bir tuzağa düşerler, ancak ilerlemesini son derece yavaşlatırlar. Herhangi bir gezegende sera etkisi, atmosferdeki gazların güneş ışığını içeri almasına izin vererek ısıyı tutması nedeniyle yüzeydeki sıcaklığın artması anlamına gelir. Venüs'te bizim için ölümcül olabilecek bu sera gazları, Dünya'daki yaşam için hayati önem taşıyor. Sera etkisi olmasaydı, ortalama sıcaklıklar donma noktasının çok altında olurdu, okyanuslar tamamen donardı ve Dünya'da hayat hiç kalmayabilirdi.

Venüs neden bu kadar sıcak? Cevap atmosferin bileşimidir. Neredeyse tamamı karbondioksitten oluşuyor. Karbondioksit veya CO2 Venüs'ün atmosferinin %95'ini oluşturur. Ve bunda gaz çok büyük bir sayı daha fazla ısı tutar. David Grinspoon, "Bu çok güçlü bir sera etkisi yaratıyor ve Venüs'ün bu kadar sıcak olmasının nedeni de bu" diye açıklıyor. Bu aşırı küresel ısınmanın bir örneğidir."

Sera etkisi, gezegenin atmosferinin alt katmanlarının sıcaklığının, etkin sıcaklığa, yani gezegenin uzaydan gözlemlenen termal radyasyonunun sıcaklığına göre artmasıdır.

Bahçıvanlar bu fiziksel olaya çok aşinadır. Seranın içi her zaman dışarıdan daha sıcaktır ve bu, özellikle soğuk mevsimde bitkilerin yetiştirilmesine yardımcı olur. Arabadayken de benzer bir etki hissedebilirsiniz. Bunun nedeni, yüzey sıcaklığı yaklaşık 5000°C olan Güneş'in esas olarak elektromanyetik spektrumun gözlerimizin hassas olduğu kısmı olan görünür ışık yaymasıdır. Atmosfer görünür ışığa karşı büyük ölçüde şeffaf olduğundan, güneş ışınımı Dünya yüzeyine kolayca nüfuz eder. Cam aynı zamanda görünür ışığa karşı da şeffaftır, dolayısıyla güneş ışınları seranın içine geçer ve enerjileri bitkiler ve içeride bulunan tüm nesneler tarafından emilir. Ayrıca Stefan-Boltzmann yasasına göre her nesne elektromanyetik spektrumun bir kısmında enerji yayar. Yaklaşık 15°C sıcaklığa (Dünya yüzeyindeki ortalama sıcaklık) sahip nesneler kızılötesi aralıkta enerji yayar. Bu nedenle seradaki nesneler kızılötesi radyasyon yayar. Ancak kızılötesi ışınım camdan kolaylıkla geçemediğinden seranın içindeki sıcaklık yükselir.

Dünya gibi istikrarlı bir atmosfere sahip bir gezegen, küresel ölçekte hemen hemen aynı etkiyi yaşıyor. Sabit bir sıcaklığı korumak için, Dünya'nın Güneş'ten bize doğru yayılan görünür ışıktan emdiği kadar enerji yayması gerekir. Atmosfer bir serada cam görevi görür; kızılötesi radyasyona karşı güneş ışığına olduğu kadar şeffaf değildir. Moleküller çeşitli maddeler atmosferde (bunlardan en önemlileri karbondioksit ve sudur) kızılötesi radyasyonu emerek sera gazı görevi görür. Böylece yayılan kızılötesi fotonlar dünyanın yüzeyi, her zaman doğrudan uzaya gitmeyin. Bazıları atmosferdeki sera gazı molekülleri tarafından emilir. Bu moleküller emdikleri enerjiyi yeniden yaydıklarında, onu hem uzaya hem de içeriye, Dünya yüzeyine doğru yayabilirler. Atmosferde bu tür gazların varlığı, Dünya'nın bir battaniyeyle kaplanması etkisi yaratıyor. Isının dışarı çıkmasını engelleyemezler, ancak ısının yüzeyin yakınında daha uzun süre kalmasına izin verirler, böylece Dünya'nın yüzeyi gazların olmadığı duruma göre çok daha sıcak olur. Atmosfer olmasaydı ortalama yüzey sıcaklığı -20°C olurdu, yani suyun donma noktasının çok altında olurdu.

Sera etkisinin Dünya'da her zaman var olduğunu anlamak önemlidir. Atmosferdeki karbondioksitin neden olduğu sera etkisi olmasaydı, okyanuslar çok önceden donmuş olurdu ve daha yüksek formlar hayat ortaya çıkmazdı. Şu anda sera etkisine ilişkin bilimsel tartışma gündemde küresel ısınma: Biz insanlar fosil yakıtların yakılması vb. sonucunda gezegenin enerji dengesini çok mu bozuyoruz? ekonomik aktivite atmosfere aşırı miktarda karbondioksit eklerken? Bugün bilim insanları, doğal sera etkisini birkaç derece artırmaktan sorumlu olduğumuz konusunda hemfikir.

Sera etkisi sadece Dünya'da meydana gelmiyor. Aslında bildiğimiz en güçlü sera etkisi komşu gezegenimiz Venüs'te yaşanıyor. Venüs'ün atmosferi neredeyse tamamen karbondioksitten oluşuyor ve bunun sonucunda gezegenin yüzeyi 475 ° C'ye kadar ısınıyor. Klimatologlar, Dünya'daki okyanusların varlığı sayesinde böyle bir kaderden kaçındığımıza inanıyor. Okyanuslar atmosferik karbonu emer ve atmosferde birikir. kayalar kireçtaşı gibi - bu sayede karbondioksit atmosferden uzaklaştırılır. Venüs'te okyanus yok ve volkanların atmosfere yaydığı karbondioksitin tamamı orada kalıyor. Bunun sonucunda Venüs üzerinde kontrol edilemeyen bir sera etkisi gözlemliyoruz.