Jüpiter'in atmosferi

<font color=white size=3>Jüpiter Atmosferinin Temel Bileşenleri<font color=green size=3> Gaz <font color=green size=3> Oran<font color=green size=2> HidrojenH2<0.88<font color=green size=2> HelyumHe<0.12<font color=green size=2> SuH2O0.001<font color=green size=2> MetanCH40.001<font color=green size=2> AmonyakNH30.0002<font color=green size=2> EtanC2H62x10−6<font color=green size=2> Hidrojen sülfidH2S1x10−6<font color=green size=2> Hidrojen fosfürPH31x10−6<font color=green size=2> AsetilenC2H23x10−8

Jüpiter'in kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası bulunmaktadır. Bu atmosferi oluşturan gazların bileşim açısından Güneş Sistemi'nin kökenini oluşturan Güneş Bulutsusu'nun varsayılan yapısına yakın olduğu ve aynı şekilde güneş sisteminin ilkel bulutsudan en az farklılaşmış gezegeni olduğu tahmin edilen Jüpiter'in iç yapısını da kabaca yansıttığı düşünülür. Atmosferin iki temel bileşeni moleküler hidrojen (H2) ve helyum (He)'dur. Bu gazların moleküler dağılımı %88 - %12 civarındadır. Bunları %0.1 oranla su buharı (H2O) ve metan (CH4) ve %0.02 oranla amonyak (NH3) izler. Azot, hidrojen, karbon, oksijen, kükürt, fosfor ve diğer elementleri içeren çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda rastlanmıştır.

Aslında gaz devlerinin belirli bir yüzeyi olduğu söylenemez, gezegenden atmosfer olarak adlandırılabilecek en dış gaz tabakasına doğru kesintisiz, yumuşak bir geçiş söz konusudur. Atmosferin değişik katmanları arasında da çok keskin sınırlar bulunmaz. Atmosferin incelerek gezegenlerarası ortamdan ayırdedilemez hale geldiği üst sınırı gibi, basınç ve ısının çok yükseldiği, ideal gaz ortamından uzaklaşılarak gezegenin moleküler hidrojen tabakasındaki sıvı yapıya doğru geçildiği alt sınırı da belirsizdir.

 Troposfer 

<font color=white size=3>Jüpiter Atmosfer Tabakaları <font color=green size=3> TABAKA<font color=green size=3> DERİNLİK (km.)<font color=green size=3> ISI (K)<font color=green size=3> BASINÇ (bar)<font color=green size=2> EGZOSFERTERMOSFER300+750<0,00001 <font color=green size=2> MEZOSFER300-1501800,001-0,00001 <font color=green size=2> STRATOSFER0-150100-1800,1-0,001<font color=green size=2> TROPOSFER(-4000?)-05000-100100.000-0,1

Yer atmosferinde olduğu gibi, yoğun konvektif atmosfer akımlarının ve meteorolojik olayların yer aldığı ve atmosfer kütlesinin büyük kısmını barındıran en alt katman troposfer olarak adlandırılır. Tropopoz adı verilen ve 100 K civarındaki sıcaklığıyla atmosferin en soğuk kısmını oluşturan yüzey, troposfer tabakasını atmosferin daha üst katmanlarından ayırır. Basıncın 0,1 bar (Yer atmosferinde deniz seviyesindeki basıncın onda biri) civarında olduğu bu düzey '0' derinlik olarak alınır. Troposferin en üst bölgelerindeki en yüksek bulutlar amonyak buzundan oluşmuştur ve tropopozun yaklaşık 10 km. altında, sıcaklığın 130 K, basıncın 0,7 bar olduğu düzeyde yer alır. Yeryüzünden bakıldığında Jüpiter yüzeyinde izlenebilen en dış oluşumlar bu bulutlardır.

<font color=white size=3>Jüpiter Troposferinde Bulutların Özellikleri <font color=green size=3> BULUT<font color=green size=3> DERİNLİK (km.)<font color=green size=3> ISI (K)<font color=green size=3> BASINÇ (bar)<font color=green size=2> Amonyak (katı)NH3-101300,7<font color=green size=2> Amonyum sülfid (katı)NH4SH-302002 <font color=green size=2> Su (katı)H2O-602704,5<font color=green size=2> Amonyak-su eriyiğiNH3-H2O-702805<font color=green size=2> Amonyum klorürNH4Cl-12040016<font color=green size=2> Sülfidler*SH-70015003000<font color=green size=2> Sodyum oksitNa2O-80017005000 <font color=green size=2> Silisyum dioksitSiO2-95019008000<font color=green size=2> Magnezyum silikatMg2SiO4-1250230015000 <font color=green size=2> DemirFe-1400250020000 

Troposferin derinliklerine doğru inildiğinde, basınç ve sıcaklığın artmasına paralel olarak çeşitli kimyasal bileşiklerin yoğuşmasına bağlı çok sayıda bulut tabakası ile karşılaşılır. 25–35 km. derinlikte, sıcaklığın 200-225 K arasında olduğu alanda amonyum sülfid buzu, 40–70 km. arasında ise katı halde sudan oluşmuş bulutlar yer alır. Bu tabakanın hemen altında su içinde erimiş amonyak damlacıklarından oluşan sıvı nitelikte bir bulut tabakası bulunur. Bunu 100 km. nin altında amonyum halid'lerin, daha derinlerde ise potasyum sülfid, rubidyum sülfid, sodyum oksitin yoğuşmasından meydana gelen bulutlar izler. Sıcaklık ve basıncın devasa boyutlara vardığı 1000 km. altında çeşitli silikat bileşikleri 'kaya bulutları'nı oluşturur. 2500-2700 K sıcaklık ve onbinlerce bar basınçla demir ve diğer ağır metal bileşiklerin yoğuştuğu aralık olan 1400–1700 km. derinlik aşıldığında, tüm bileşenlerin eriyik halinde bulunduğu berrak bir sıvı ortam görünümü ağır basar. 2000 km. derinlikte sıcaklık 3000 K, basınç 50.000 bar, 4000 km. de ise sıcaklık 5000 K, basınç 300.000 bar kadardır. 20.000 km. derinliğe gelindiğinde sıcaklık 10.000 K, basınç 3 milyon bar düzeyine ulaşır. Bu koşullar hidrojenin Van der Vaals tarafından tanımlanan metalik yapıyı aldığı alanı belirler. Atmosferin alt sınırı olarak hangi değerin kabul edileceği bilimsel gerekliliklerden çok, kişisel tercihlere bağlı görünmektedir.

 Atmosfer akımları 

Jüpiter'i kaplayan bulutların renk açısından büyük farklılıklar gösteren ve ekvatora paralel biçimde dizilmiş çok sayıda kuşaklar oluşturduğu gözlenir. Koyu renkli 'kuşaklar' ile açık renkli 'bölgeler'in sırayla birbirini izlediği, iki komşu alanda egemen olan hava akımlarının birbirine zıt yönde ilerlediği ve hızı zaman zaman 600 km./saat düzeyine ulaşan rüzgarların, kuşak ve bölgelerin sınırlarında büyük türbülanslara neden olduğu görülür. Bu alanlarda değişik boyut ve renklerde ve değişen sürelerle dairesel yapılar izlenir. Büyük Kırmızı Leke bunların en iyi bilineni ve en azından Jüpiter'in teleskoplarla izlenebildiği üç yüz yılı aşkın sürede varlığını sürdürerek en uzun ömürlü olanıdır. Büyük Kırmızı Leke'nin ve kuşakların renkleri ve kontrastları zaman içerisinde önemli değişiklikler gösterebilmektedir. Ekvatordan kutuplara doğru atmosfer hareketliliği giderek azalır ve kutuplara yakın enlemlerde kuşak yapısı tümüyle kaybolarak yerini daha türdeş bir bulutluluğa bırakır.

Bu hareketliliğin nedeninin Jüpiter tarafından üretilen büyük miktardaki ısı enerjisi olduğu düşünülür. Atmosferin derinliklerinde, gezegen içinden aldığı ısı ile genleşerek yükselmeye başlayan gazlar, yüzeye doğru yaklaştıkça soğur ve yoğuşma derecelerine göre sıra ile sıvı hale dönüşerek değişik yükseltilerdeki bulutları ve yağışları oluştururlar. Bu yolla tropopoza ulaştığında 'kuru' ve soğuk hale gelen gazlar ağırlaşarak yeniden alçalırlar. Dönüş yolunda ısınma ile birlikte değişik düzeylerdeki yoğuşmuş bileşikleri yeniden içine alarak zenginleşirler. Bu döngü binlerce kilometre uzunluğunda dikey bir yolculuğu gerektirir ve tipik olarak yıllar sürebilir. Jupiter'in ağırlık merkezinden uzaklaşarak yükselen gaz kütleleri sahip oldukları açısal momentumu koruyarak gezegenin dönüş hızının gerisinde kalırken, alçalan kütleler hızlanırlar. Coriolis etkisi adı verilen bu durum art arda gelen kuşaklarda sıra ile doğu-batı ve batı-doğu yönünde zıt akımların oluşmasına yol açar. Yükselen sıcak gaz kütlelerinin oluşturduğu antisiklon 'bölge'lerinde bulutların yüksekliği, alçalan soğuk ve kuru gazlardan oluşan siklon 'kuşak'larına göre çok daha fazladır. Nemli bölgeler gezegenin yüksek yansıtıcılığa sahip açık renkli alanlarını oluşturur. Kuru gazlar ise atmosferin çok daha derinlerine kadar inen bir görüş alanına izin verir ve koyu renkli kuşakları meydana getirir. 15o Kuzey ve 15o Güney enlemleri arasını kaplayan Ekvator Kuşakları'ndaki 380 km./saat hızında batı-doğu yönünde sürekli hava akıntısı, Jüpiter'in ekvatorda kutuplara oranla daha hızlı döndüğü izlenimi verir ve bu nedenle gezegen için 9 saat 50 dakika 30 saniye süren Sistem I ve 9 saat 55 dakika 41 saniye süren Sistem II olmak üzere iki ayrı dönüş süresi tanımlanmıştır. Radyo dalgalarının ölçümü ile belirlenen Sistem III ise gezegenin manyetik iç yapılarının dönüş hızını gösterir ve hemen hemen Sistem II ile yani kutuplardaki atmosferin dönüş hızı ile eşdeğerdir.

Kutupların yakınında bölge ve kuşakların görülmemesi, Coriolis kuvvetlerinin bu enlemlerde önemini yitirmesi ile ilişkilidir. Yükselen ve alçalan gaz sütunlarının bu bölgelerde de varlığı, benek ya da halkalar şeklinde gözlenen farklı renklere sahip atmosfer yapıları ile doğrulanmaktadır. Ayrıca ekvator ve kutuplar arasında hemen hemen hiç sıcaklık farkı gözlenmemesi, atmosfer içindeki ısı aktarımının tüm enlemlerde etkin bir biçimde sürdürüldüğünü düşündürmektedir.

Çok yeni veriler, koyu renkli kuşaklarda da yükselen gaz hücrelerinin oluşturduğu küçük açık renkli alanların bulunduğunu ve net gaz hareketinin yükselme yönünde olabileceğini düşündürmektedir. Bu çelişkili bulgular henüz tam olarak aydınlatılabilmiş değildir.

 Stratosfer 

Tropopoz düzeyinin üzerinde hem dikey, hem de yatay hava akımlarının çok az olduğu, yoğunlaşma ve bulutların bulunmadığı stratosfer tabakası yer alır. Bu katmanda fotokimyasal etkinlik ön plandadır ve atmosfer bileşimini ve özelliklerini etkileyen en önemli mekanizmadır. Güneş‘ten kaynaklanan morötesi ışınımların etkisi altında gerçekleşen bu tepkimelerin sonucunda bazı kimyasal bileşikler parçalanarak eksilirken, bazı yeni bileşiklerin oluşması ve atmosferin daha alt tabakalarına 'yağması' ile Jüpiter‘in kimyasal bileşimi yavaş ama sürekli biçimde değişmektedir. Soğurulan güneş ışınlarının bıraktığı enerji nedeniyle stratosferde sıcaklık troposferdekinden daha fazladır ve yükselti ile birlikte artmaya devam eder. En yüksek sıcaklığın olduğu düzey stratosferi mezosferden ayıran 'stratopoz'u belirler.

 Mezosfer 

Tropopoz düzeyinden yaklaşık 150 km. yükseklikte başlayan mezosfer, 300 km. yüksekliğe dek devam eder. Burada daha da seyrelmiş olan atmosferde, stratosferdekine benzer fotokimyasal etkinlik devam eder. Sıcaklık bu katman boyunca 180K civarında sabittir.

 Termosfer 

Mezosferin üst sınırını belirleyen türbopoz düzeyinin üzerinde Güneş kaynaklı morötesi ve X ışınlarının etkisi ile 750K sıcaklığa ulaşan termosfer tabakası bulunur. Bu katmanın üst kısımları yüksek enerjili ışınların etkisi ile iyonize duruma geçmiş atomlar ve serbest elektronlardan zengindir, bu nedenle iyonosfer olarak da adlandırılır.

 Egzosfer 

Jüpiter atmosferinin en üst tabakalarında, yavaşça yerini güneş rüzgarı ve gezegenlerarası ortama bırakan çok seyrelmiş hidrojen atomlarını içeren geniş bir alan bulunur. Bu alanın ısı dengeleri incelendiğinde, gezegenin kütleçekim gücünün dış kaynaklı ışınımların etkilerine açık farkla baskın çıktığı ve Venüs, Yer ve Mars gibi küçük gezegenlerin aksine Jüpiter atmosferinden hafif gazların kaçışının olanaklı olmadığı görülür. Bu nedenle Güneş sistemi'nde bugün var olan koşullar devam ettiği sürece Jüpiter ve sisteminin yapısının korunacağı sonucuna varılabilir.

Atmosfer
Kategori:Gezegen atmosferleri
Kategori:Güneş Sistemi'nin gezegen atmosferleri