baren 50 km yüksekliğe kadar uzanır. Yatay hava hareketleri (rüzgarlar) görülür. Su buharı bulunmadığı için dikey hava hareketleri oluşmaz. Yalnızca yatay hareketlerin oluşması da diğer tabakalar ile stratosfer arasında bu katmandan kaynaklanan bir taşınım olmamasına sebep olur. Bu durum çok tehlikeli olabilir çünkü diyelim ki bir yanardağın patlamasından ortaya çıkan küller troposferi aşıp stratosfere ulaşırsa burada birikir ve kalıcı bir kirlilik oluşturur. Sıcaklık değişimi olmayan yer 11–25 km arasıdır. Stratosferin sıcaklığı -55 °C ile -3 °C derece arasında değişir. Stratosferde yerçekimi azaldığı için cisimler gerçek ağırlıklarını kaybederler. Bu katmanın üst kısımlarında ozon gazları bulunur ve güneş ışınlarını çeken bu gazlar katmanın ısınmasına nedendir.

Atmosferin yere temas eden en alt katmanıdır. Gazların en yoğun olduğu katmandır. Ekvator üzerindeki kalınlığı 16–17 km, 45° enlemlerinde 12 km, kutuplardaki kalınlığı ise 9–10 km’dir. Katman kalınlığının ekvatorda ve kutuplarda farklılık göstermesinin nedeni, ekvatorda ısınan havanın hafifleyerek yükselmesi ve merkezkaç kuvvetinin bulunması, kutuplarda ise havanın soğuyarak çökmesi ve merkezkaç kuvvetinin bulunmamasıdır. Yani bu değişikliklerin sebebi sıcaklık farklılıkları ve merkezkaç kuvvetinin etkisidir.Troposfer atmosferin en önemli katmanıdır diyebiliriz çünkü gazların %75′i su buharının ise tamamı bu katmanda bulunur. Buna bağlı olarak hava akımları, bulutluluk, nem, yağışlar, basınç değişiklikleri gibi bilinen bütün meteorolojik olaylar bu katmanda meydana gelir, güçlü yatay ve dikey hava hareketleri de bu katmanda oluşur. Troposfer genellikle yerden yansıyan güneş ışınlarıyla ısınır bu nedenle alt kısmı daha sıcaktır ve yerden yükseldikçe sıcaklık 100 metrede 0.65 °C azalır ve tabakanın sonunda -56.5 °C'ye kadar düşer.




Kutup ışıkları

Kutup ışıkları ya da Kutup aurorası, Kutup bölgelerinde gökyüzünde görülen, yeryüzünün manyetik alanı ile Güneş'ten gelen yüklü parçacıkların etkileşimi sonucu ortaya çıkan doğal ışımalardır. Kuzey enlemlerde bu etki Aurora Borealis ya da kuzey ışıkları olarak adlandırılır. Güney enlemlerindeki oluşum, Aurora Australis (güney kutup ışıkları), benzer özelliklere sahiptir. Ancak Antarktika’da, Güney Amerika’da ve Avustralya’da daha yüksek enlemlerden görülebilir.

Bu ışımalar, genellikle geceleri gözlemlenir, ağırlıklı olarak iyonosferde meydana gelir. Bu olgu yaygın olarak 60 ve 72 derece kuzey ve güney enlemleri arasında görünür, bu da arktik ve antarktik kutup dairelerinin içine düşer.

Aurora borealis'in görünme olasılığı, kuzey manyetik kutbuna yaklaştıkça artar. Manyetik kutbun yakınlarında oluşan auroralar tam 90 derece, ancak uzaktan kuzey ufkunu yeşilimsi bir parlaklıkla, bazen de güneş alışılmamış bir yönden doğuyormuş gibi soluk bir kırmızıyla aydınlatırlar. Aurora borealis sıklıkla gündönümlerinde oluşur.

Auroralar bütün yeryüzünden ve diğer gezegenlerde de gözlemlenebilir. Daha uzun süreli karanlık ve manyetik alan dolayısıyla, kutuplara yakınlaştıkça daha çok görünür olurlar.

Aurora sözcüğü Roma Şafak Tanrıçası’nın adından gelmektedir. Boreas’da Yunancada kuzey rüzgârına Pierre Gassendi tarafından 1621'de verilen addır. Cree (kri) halkı bu ilginç olaya Ruhların Dansı adını vermişler. Avrupa'da orta çağlarda auroraların Tanrıdan işaretler olduğuna inanılırmış. (Wilfried Schröder, Das Phänomen des Polarlichts, Darmstadt 1984).

Auroralar atmosferin üst katmanlarında, (80 km (50 mil) yükseklikten yukarısı), iyonize azot atomlarının elektron kazanması; ve uyarılmış (yüksek enerjili düzey) oksijen ve azot atomlarının temel enerji düzeyine dönmesi sonucu foton salınımı oluşmasıyla ortaya çıkar. Bunlar, solar rüzgâr partiküllerinin çarpışması ve yeryüzünün manyetik alan çizgileri boyunca hızlanmasıyla iyonize olmuşlardır. Bir ışık fotonunun emisyonu ya da başka bir atom ya da molekülle çarpışması sonucu yüksek enerji düzeyi düşer:


Oksijenin temel düzeye geri dönmesi, pek alışılmış değildir. Yeşil ışık yayması bir saniyenin dörtte üçü, kırmızı ışık yayması iki dakikaya kadar bir süre alır. Başka bir atom ya da molekülle çarpışmalar yüksek enerjisini emecek, ve emisyonu engelleyecektir. Atmosferin en üstünde hem yüksek oranda oksijen bulunur, hem de bu tür çarpışmalar o kadar seyrektir ki, oksijene kırmızı yaymak için süre kalır. Giderek atmosferden aşağıya indikçe, çarpışmalar sıklaşır, böylece kırmızı emisyon oluşmasına süre kalmaz, ve sonunda yeşil ışık emisyonu da engellenir.

İşte, yüksekliğe bağlı olarak renklerin değişmesinin nedeni budur; yükseklerde oksijen kırmızısı ağır basarken, sonra oksijen yeşili ve sonunda çarpışmalar oksijenin herhangi bir şey yaymasını engellediğinde nitrojen mavi/kırmızısı egemen olur. Yeşil tüm auroraların en yaygınıdır, ardından pembe, (açık yeşil ve kırmızı karışımı), saf kırmızı izler, sarı ( kırmızı ve yeşil karışımı), ve son olarak saf mavi.
Auroralar güneşten sürekli dışarıya doğru iyon akışı olan solar rüzgârlarla ilişkilendirilmektedir. Yeryüzünün manyetik alanı, çoğu kutuplara yol alan, ve orada yeryüzüne doğru hızlanacak olan doğru bu partikülleri yakalar. Bu iyonlar ve atmosferik atomlar ve moleküller arasındaki çarpışmalar, kutup çevresinde büyük daireler şeklinde görünen aurora formunda enerji salınımına neden olurlar. Auroralar, koronal kütle enjeksiyonlarının, solar rüzgârın yoğunluğunu arttırdığı solar döngünün yoğun fazı sırasında, daha sık ve parlaktır.

Genellikle aurora ya dağınık parıltı olarak ya da "perde" şeklinde doğu-batı doğrultusunda uzanmış bir halde görünür. Bazen, "durgun ark" (dinamik aurora) meydana gelir; aslında sürekli gelişir ve değişir. Her perde, her biri manyetik alan çizgilerinin doğrultusunda sıralanmış, paralel ışınlardan oluşur. Bu durum, yeryüzünün manyetik alanı tarafından auroranın biçimlendirildiği düşüncesini verir. Aslında, uydular elektronlara manyetik alan çizgileri ile yol çizerler. Yeryüzüne doğru yaklaştıkça elektronlar helezonik hareket eder. Perde yapısı biçimi "şeritli yapı" adı verilen dizilimle artırılır. Manyetik alan çizgileri ile yolu çizilen parlak aurora parçası dosdoğru gözlemcinin üstünde oluştuğunda, perspektif etki ile ve ışınların birbirinden uzaklaşmasıyla aurora bir "taç" olarak gözükebilir.

İlk defa Eski Yunan kaşif/coğrafyacı Pytheas, Hiorter bu olayı gündeme getirdi ve Celsius 1741’de, ne zaman tam üstte aurora gözlemlendiğinde büyük bir manyetik akımın oluştuğunu, manyetik kontrolün kanıtı olarak tanımladı. Bu, büyük elektrik akımının aurora ışığının kaynaklandığı yere doğru aktığını, aurora ile birleştiğini gösterdi. Kristian Birkeland [3] 1908’de manyetik akımın aurora arkı boyunca, bu tür partikül hareketlerinin genellikle günışığından karanlığa doğru, doğu-batı doğrultusunda hareket ettiğini savundu. Bu yönlenmenin ismi daha sonra "aurorasal elektron hareketi" ismini aldı (ayrıca Birkeland akımı).

29 Temmuz 1998’de, THEMIS sondaları ilk kez auroraya[4] sebep olan manyetosferik fırtınanın başlangıcını görüntülemeyi başardı. Aya üçte bir uzaklığa yerleştirilen beş sondadan ikisi Aurorasal yoğunlaşma başlamadan 96 saniye önce manyetik temas düşüncesini kullanarak ölçüm yaptı. Angelopoulos[6] "Verilerimiz ilk kez açıkça gösteriyor ki manyetik temas bu olayın tetikleyicisidir." dedi

Elias Loomis (1860)’in ardından Hermann Fritz (1881)[7] ‘in katkılarıyla da auroranın çoğunlukla "aurorasal bölge"de görüldüğü saptandı. Aurorasal bölge yeryüzünün manyetik kutbunun çevresinde yaklaşık 2500 km çapında halka şeklinde bir bölgedir. Manyetik kutba 2000 km uzaklıkta olan cografi kutupta görünmesi neredeyse olanaksızdır. Auroranın anlık dağılımı ("aurorasal oval", Yasha/Jakob Feldstein 1963[8]) biraz değişiktir. (3-5 derece manyetik kutbun karanlık tarafına doğru) Böylece aurorasal ark geceyarısı dolayında ekvatora en fazla yaklaşmış olur. Aurora en iyi bu zamanlarda görülebilir.

Yeryüzü sürekli güneş rüzgârının etkisi altındadır. Güneş rüzgârı güneşin en son katmanındaki milyon dereceye ulaşan korona katmanından her yönde yayılan ve yoğun olmayan sıcak plazmadır. Plazma gaz haline serbest elektronlar ve pozitif iyonlardır. Güneş rüzgârı genellikle yeryüzüne 400 km/saniye hızında ulaşır, özgül kütlesi 5 iyon/cm³ ve manyetik alan yoğunluğu 2–5 nT (nanoteslas, yeryüzünün yüzey alanı kabaca 30,000–50,000 nT arasındadır). Bunlar dolaylı değerlerdir. Özellikle manyetik fırtına sırasında akımlar birkaç kat daha fazla olabilir; gezegenlerarası manyetik alan (literatürde kısaca IMF) ise çok daha kuvvetli olabilir.

IMF güneşlekeleri’nin alanına bağlı olarak Güneş’te meydana gelir ve alan çizgileri (kuvvet çizgileri) güneş rüzgârı tarafından uzatılır. Bu, tek başına alan çizgilerini Güneş-Dünya doğrultusuna getirir, ancak Güneş’in dönmesi alan çizgilerinin yaklaşık 45 derece yeryüzünde yön değiştirmesine neden olur ve yeryüzünden geçen alan çizgileri görünür güneş ışığının yaklaşık batı ucundan ("çıkıntı") başlar.[9]

Manyetosfer, Dünya’nın kendi manyetik etkisi tarafından tutulan uzayda küre biçimindeki bir alandır. Manyetosfer güneş rüzgârının yolu üzerinde bir engel oluşturur ve güneş rüzgârının yeryüzünün yaklaşık 70,000 km dışından dolaşmasına neden olur (genellikle 12,000–15,000 km uzaklığa ulaşmadan önce eğilim baskısı oluşur). Manyetosferik engelin genişliği hemen hemen 190,000 kilometreyi bulur. Dünya’nın karanlık tarafında ise çapı devasa boyutlara ulaşan manyetosfer artık uzun bir "manyetik kuyruk" olur.

Güneş rüzgârı ortamı bozduğunda, enerjiyi ve materyali kolayca manyetosfere taşır. Manyetosferdeki enerji yüklü elektronlar ve iyonlar manyetik alan çizgilerini izleyerek atmosferin kutup bölgelerine doğru hareket eder.

Aurora çoğunlukla kutuplarda oluşan bir olaydır. Güçlü bir manyetik fırtına geçici olarak aurorasal ovali genişlettiğinde, nadiren ılıman enlemlerde de görülür. Büyük manyetik fırtınalar yaklaşık olarak 11 yılda bir gerçekleşen güneşlekesi döngüsü ile en yoğun fırtına ortaya çıkar ya da patlamada sonraki üç yıllık dönemde. Ancak, aurorasal bölgenin içinde auroranın oluşma ol