Yaşanacak Tek Gezegen
Dünya.(Yer)







Tek uydusu vardır.
Ay

Sıcaklık 60'C ile - 90'C arasında değişir.
Atmosferi temelde azot ve oksijenden oluşur.
Yüzeyinin %75 i su ile kaplıdır.

 Güneş sisteminin Güneş'e uzaklık açısından üçüncü sıradaki gezegenidir. Üzerinde yaşam barındırdığı bilinen tek doğal gök cismidir.  Bu gezegen grubunun kütle ve hacim açısından en büyük üyesidir. Büyüklükte, Güneş sisteminin 9 gezegeni arasında gaz devlerinin büyük farkla arkasından gelerek beşinci sıraya yerleşir. 

FİZİKSEL ÖZELLİKLER

BOYUT VE BİÇİM

Yer, kendi ekseni etrafında dönen tüm gök cisimleri gibi, dönüşünün yol açtığı merkezkaç kuvvetinin etkisi ile basıklaşarak ideal bir küreden çok az sapan görünüm kazanmıştır. Kabaca bir elipsoit olarak tanımlanabilecek bu şeklin ortalama çapı 12.742 km. dır. Kutuplar arası uzaklık ile ekvator çapı arasında, yaklaşık binde üç oranında bir basıklığa işaret eden, 43 kilometrelik bir fark bulunur. Uluslararası standart olarak benimsenen Jeodezik Referans Sistem 1980, GRS80 (Geodetic Reference System 1980) elipsoidi, Yer'in biçimine en uygun referans geometrik şekil olarak kabul edilir. Bu, yarı büyük ekseni 6.378.137 metre, basıklığı 1/298,25722 olan bir elipsoittir. Yeryüzü ya da onun bir parçası ideal olarak bu elipsoide göre ölçülür. Ancak, gerek tarihsel alışkanlık, gerekse uygulamadaki kolaylık nedeniyle yeryüzünün topoğrafik yüksekliklerinin deniz seviyesine göre belirlenmesi, uygulamada jeoit adı verilen ve ideal bir elipsoitten farklı bir geometrik şekil tanımlamayı gerekli kılmıştır. Bunun nedeni, yerkürenin iç yapısının tümüyle homojen olmamasından kaynaklanan yerçekimi farklılıkları yüzünden deniz seviyesinin yerçekimi ivmesinin nisbeten az olduğu alanlarda GRS80'e oranla daha yüksek, ivmenin daha çok olduğu alanlarda ise daha alçak olmasıdır. Jeoit, yeryuvarı kütle çekimi alanının, ortalama deniz seviyesine en yakın eşpotansiyel yüzeyi olarak tanımlanabilir, jeoit yüzeyi herhangi bir noktasında, çekül eğrisine diktir. Jeoidin GRS80'e göre sapması, en yüksek olduğu noktada +85 metre ile Pasifik Okyanusu'nda, en alçak olduğu noktada ise -106 metre ile Hint Okyanusu'nda gerçekleşir. Yüzey şekillerinin jeoide göre yaklaşık 20 kilometrelik bir aralık içinde yer aldığı görülür: en yüksek nokta 8.850 metre ile Everest tepesi, en alçak nokta ise -10.910 metre ile Mariana çukurluğudur.

İÇ YAPI

Dünyanın kütlesi ve hacmi günümüzde oldukça duyarlı olarak bilinmektedir. Buna dayanarak yoğunluğunun 5,51 g/cm3 olduğu hesaplanabilir. Yerkürenin derinliklerinde yüksek basıncın yol açtığı sıkışma hesaba katıldığında, bu değerin sıkışmamış halde 4 g/cm3 civarında bir yoğunluğa denk gelebileceği tahmin edilir. Sismik veriler, ses dalgalarının yerküre derinliklerinde iletilme hızlarına dayanarak, kürenin değişik noktalarındaki madde yoğunluklarının birbirine oranlarını belirlemeye yardımcı olmuştur. Bu bilgilerin birleştirilmesi sonucunda Dünyanın iç yapısına ilişkin güvenilir bir model ortaya konabilmiştir. Yer katmanlarının hangi kimyasal bileşenlerden oluştuğu ve fiziksel özellikleri, doğrudan gözlemlere dayanmayan, ancak, sismik verilere dayanan yoğunluk ölçümleri, elementlerin evrende dağılım oranları, gök taşlarından elde edilen veriler, yer kabuğu ve nadiren manto kaynaklı örneklerin analizi, ve olası bileşiklerin fiziksel özelliklerine ait laboratuar verilerinin bir bütün halinde göz önünde tutulması ile varılan yaklaşık bir tahmine göre belirlenebilmektedir.

YER KÜRENİN KATMANLARI

  • ÇEKİRDEK: 
    Sismik dalgaların izlenmesi, yer yüzeyinden 2900 km. derinlikte ani bir yoğunluk artışına işaret eder. Bu, 3470 km. yarıçapında bir metal çekirdeğin varlığı ile açıklanmaktadır. Daha da derinde, 1250 km. yarıçapında ve 'iç çekirdek' olarak adlandırılan daha yoğun bir tabaka bulunur. S dalgalarının çekirdek-manto sınırında kesintiye uğraması, en azından dış çekirdeğin, bu tür dalgaların ilerleyemeyeceği sıvı bir yapıya sahip olduğunu düşündürmektedir. Dünyanın manyetik alanı da bu düşünceyi destekler özelliktedir. İç çekirdeğin ise katı yapıda olduğu sanılmaktadır. Modeller, iç çekirdeğin sıcaklığının 5100 oC, basıncının ise merkezde 4 milyon atmosfer civarında olduğu varsayımına dayanır. İç çekirdeğin büyük ölçüde demir ve nikelden oluştuğu, bu bileşenlerin, yüksek basıncın ergime sıcaklığını yükseltmesi nedeniyle katı halde bulunacağı ve yoğunluğun 13 g/cm3 civarında olacağı tahmin edilmektedir. Dış çekirdek ise, demir ve nikele ek olarak oksijen ve kükürt içerir. Bu ek bileşenler, bu katmanın yoğunluğunu düşürürken ( en dışta 10 g/cm3, en içte 12 g/cm3) aynı zamanda metallerin ergime sıcaklığını düşürerek, iç çekirdeğe göre daha düşük basınç ve sıcaklık altında sıvı bir ortam yaratılmasına neden olurlar.Çekirdek yer küre hacminin yaklaşık % 16, kütlesinin ise % 32'sini oluşturur. Dünyanın çekirdeği Mars gezegeninden hacim ve kütle olarak daha büyüktür.

  •  

  • MANTO: 
    Yerkabuğu ile çekirdek arasında kalan kısımdır. Yer kabuğunun en ince olduğu okyanus tabanlarında 5 km, en kalın olduğu büyük dağ sıralarının altında ise 70 km. derinlikte başlar ve 2900 km. derinliğe kadar devam eder. Yer kürenin toplam hacminin % 82'den fazlasını, kütlesinin ise % 67'sini oluşturur. Çekirdekte bulunan demir, nikel , oksijen ve kükürt e ek olarak magnezyum, alüminyum ve silisyum içerir, ve büyük kısmı, bu elementlerin çeşitli şekillerde kombinasyonlarından oluşmuş kayaç yapıda bileşiklerden oluşur. Yer kabuğundan farklı olarak bu minerallerin demir ve magnezyum içeriği, silisyum ve alüminyum içeriğine oranla çok daha fazladır. Manto katmanının yoğunluğu, yüzeyden derine doğru artarak 3,3 g/cm3 ten 6 g/cm3 e kadar değişir ve ortalama 4,5 g/cm3 kadardır. Sıcaklığı, çekirdek ile komşu alanlarda 4000 oC kadar yüksek, yer yüzeyine en yakın olduğu okyanus tabanlarında ise 100 oC kadar düşük olabilir. Ancak, manto tabakasının tüm derinliği boyunca genel olarak katı halde bulunduğu sanılmaktadır. Mantonun yer kabuğuna komşu çok ince bir kısmı dışında plastik özellikler gösteren bu katı, belli bir akışkanlık derecesi ile, yavaş bir konveksiyon hareketi gösterir, bu yolla yerkürenin derinliklerindeki sıcak materyal yavaşça yüzeye doğru çıkarak ısının yüzeye aktarılmasını sağlar. Yer kabuğunun hareketlerinin ve sonuçta levha tektoniği etkinliğinin sürdürülmesini sağlayan güç, bu akımlardan kaynaklanır. Mantonun akışkanlığı, beklenenin tersine, sıcaklıkların daha yüksek olduğu derin tabakalarda yüzeye göre daha azdır. Bunun nedeni derinlerdeki yüksek basınç altında mineral bileşikliklerin ergime sıcaklıklarının ortam sıcaklığına oranla çok yüksekte kalmasıdır. 700-2900 km. derinlikler arasında kalan 'alt manto' bu durumdadır. 700 kilometrenin üzerinde kalan 'üst manto' ise, sismik dalgaları belirgin derecede yavaş iletmesinden anlaşıldığı gibi, daha akışkan yapıdadır ve bu nedenle astenosfer -zayıf küre, güçsüz küre- olarak adlandırılır. Bu bölgedeki 1000 oC - 1300 oC arasındaki sıcaklıklar, kayaç bileşiklerinin ergime sıcaklığına çok yakındır ve üst manto materyeli sıvı hale geçme sınırına çok daha yakın bulunur. Günümüzde, astenosfer tabakasının en fazla 400 km. derine kadar indiği, 400-700 km. arasının ise 'geçiş bölgesi' olarak adlandırılması gerektiği kanısı yaygınlaşmaktadır. Mantonun, kalınlığı okyanus tabanlarında bir kaç kilometre ile kıta tabanlarında 70 kilometre arasında değişen en dış tabakası düşük sıcaklığı nedeniyle sert ve kırılgan bir katı yapısındadır ve yer kabuğu ile bütünleşmiş biçimde litosfer=taş küreyi oluşturur. Manto içerisinde yerel sıcaklığın o bölgedeki bileşenlerin ergime sıcaklığından daha yüksek olduğu sınırlı alanlar, magma olarak adlandırılan sıvı ortamı içerirler ve volkanik etkinliklerden sorumlu tutulurlar.

  • Yer kabuğu: Yer kürenin en dış katmanıdır. Yer kürenin toplam hacminin % 2'den azını, kütlesinin ise binde 4'ünü oluşturur. Daha derin tabakalara oranla düşük yoğunlukta ve katı yapıdadır. Manto katmanının en dış bölümü ile birlikte taş küreyi oluşturarak, derindeki nispeten akışkan astenosfer tabakası üzerinde yüzercesine hareket eder. Yer kabuğunun okyanus tabanlarında kalan kısmı oldukça ince (5-10 km), kıtalardaki kısmı ise daha kalındır (30-70 km). Yer kabuğu yoğunluğunun okyanus tabanlarında daha yüksek (3,2 g/cm3), kıtalarda ise daha düşük (2,7 g/cm3 - 3 g/cm3) olduğu bilinmektedir. Bu farklılıklar nedeniyle, 'okyanus kabuğu' (ya da 'okyanussal kabuk') ve 'kıta kabuğu' ('kıtasal kabuk') şeklinde iki ayrı tanım yerleşmiştir.

    YER KÜRENİN ISI KAYNAĞI

    Güneş ışınları, Yer yüzeyine metre kare başına ortalama 1370 watt kadar enerji taşır. Bunun üçte birden biraz fazlası, çoğu atmosferden olmak üzere, yansıtılır. Geri kalan kısmı, atmosfer ve yer yüzeyinde soğurulduktan sonra yer kabuğu, okyanuslar, canlılar ve atmosferin değişik tabakalarının katıldığı karmaşık bir mekanizma ile yeniden kızılötesi ışınım şeklinde uzaya kaybedilir. Bu sistem içerisinde, yer yüzeyinin ortalama sıcaklığı 14oC civarında sabit kalır. Yer kürenin derinliklerine inildikçe artan sıcaklıkların nedeni ise gezegenin içindeki bir ısı kaynağıdır. Sondaj çalışmaları yardımıyla çeşitli derinliklerde yapılan sıcaklık ölçümleri ile yer kabuğunu oluşturan kayaların ısı iletkenliği bir arada değerlendirildiğinde yerküre derinliklerinden gelen ısı akımının 0,05-0,1 watt/m2 kadar olduğu hesaplanır. Güneşten aldıkları enerjinin kat kat fazlasını dışarı yayan gaz devleri ile karşılaştırıldığında çok küçük ölçekli olduğu anlaşılan bu ısı kaynağı, Dünyanın güneşten aldığı enerjinin ancak 20.000'de biri düzeyinde olsa da gezegen merkezinde 5000oC'yi aşan sıcaklıkların sürdürülmesini sağlayabilmektedir.

    Dünyanın iç ısı kaynağının doğrudan gözlemlere dayanarak belirlenmesi mümkün olmasa da, eldeki verilerin birleştirilmesi sonucunda ortaya çıkan modeller, değişik mekanizmaların rollerinin belirlenmesine yardımcı olur:

    Dünyanın oluşması sırasında ortaya çıkan ısı: 
    Güneş Sistemi'nin oluştuğu dönemde, birleşerek yerküreyi meydana getiren çok sayıda küçük parçanın beraberlerinde getirdiği enerjidir. Parçacıklar, çarpışarak yavaşlamaları ile açığa çıkan kinetik enerjileri yanı sıra, yeni oluşan gezegenin kütleçekim gücü etkisiyle merkezi etrafında yoğunlaşmaları sırasında açığa çıkan potansiyel enerji sayesinde, sıvılaşma sıcaklığının çok üzerinde bir sıcaklığa ulaşmışlar, içlerindeki daha ağır bileşenler gezegenin merkezine doğru çökerken, hafif bileşenler yüzeye yakın bölgelerde kalmıştır. Bu çökme sırasında olduğu gibi, gezegenin büyüdükçe artan çekim nedeniyle sıkışarak küçülmesi sonucunda da bir miktar daha potansiyel enerji açığa çıkmıştır. 4,6-3,8 milyar yıllar arasında yoğun bir şekilde süren kozmik çarpışmaların, bu dönem içinde aralıklarla yeni ısı taşınmasına neden olduğu sanılmaktadır. 'Fosil ısı' olarak da adlandırılabilecek bu ısı, yerkürenin katmanlarının erken dönemdeki farklılaşmalarında birinci derecede sorumlu görülmekle birlikte, hesaplamalar, bilinen kayıp hızı ile bugüne dek önemini büyük ölçüde yitirmiş olması gerektiğini ortaya koymaktadır.

    İç çekirdeğin kristalizasyonu: 
    Tam olarak kanıtlanmamış bir görüş, yer çekirdeğinin öncelikle homojen bir demir-nikel-oksijen-kükürt karışımı şeklinde ortaya çıktığını, sonradan bu sıvı ortam içinde demir ve nikelden oluşan iç çekirdeğin bir kristal gibi büyüyerek katı hale geçtiğini varsayar. Faz değiştirme sırasında ortaya çıkan ısı ve daha yoğun olan demirin derine doğru hareketi sırasında ortaya çıkan potansiyel enerji kuramsal olarak yerkürenin toplam enerjisine katkıda bulunmakla birlikte payının büyük olamayacağı sanılmaktadır.

    Gel git etkileri: 
    Ay ve Güneş'in çekim etkilerinin Dünyanın kendi çevresinde dönme düzeni üzerinde yaptığı değişiklikler iç gerilimler ve sürtünmelere neden olur. Jüpiter'in Galilei uydularının ısınmasında önemli rolü olan bu etkenin yerküre için birinci derecede bir ısı kaynağı olmadığı düşünülmektedir.

    Radyoaktif bozunma: 
    Günümüzde yerkürenin önde gelen iç ısı kaynağının, gezegen bileşiminde bulunan radyoaktif elementlerin parçalanmasından ortaya çıkan enerji olduğu düşünülür. Bunların önde gelenleri uranyum, toryum, potasyum, rubidyum ve radon izotoplarıdır . 

    YÜZEY ŞEKİLLERİ - YER KABUĞU ETKİNLİKLERİ

    Yerkürenin iç ısı kaynağı ve mantonun konveksiyon hareketleri, yer kabuğunun günümüzdeki fiziksel özellikleri (kalınlık, bileşim, esneklik ve kırılganlık), atmosfer ve gezegenin su kütlesi uygun bir birleşim ve karşılıklı etkileşme ile, Dünyanın Güneş Sistemi içinde benzerine rastlanmayan bir jeolojik etkinliğe sahip olmasını sağlar. Birlikte evrimleşme ile ortaya çıkmış ve yaşamın yeryüzünde varlığını sürdürebilmesi için vazgeçilmez olan bu sistem, gezegen tarihi boyunca belli sınırlar içinde sabit kalabilmiştir.

    LEVHA HAREKETLERİ

    Yüzey şekillerinin jeolojik zaman boyutu içinde evrimi levha hareketleri çerçevesinde gerçekleşir. Yer kabuğu ve hemen altındaki manto katmanının birleşmesinden oluşan taş küre (litosfer), yavaş bir hareketle yer değiştiren 12 ayrı 'levha' halinde, değişken bir yap-boz tablosu oluşturur. Yarı akışkan astenosfer tabakası üzerinde yüzer durumda bulunan bu levhaların hareketi için gereken enerjiyi, astenosfer tabakasındaki konveksiyon akımları sağlar. Levhalar birbirleriyle sürekli temas halinde olduklarından, hareketlerinin yön ve şiddetini, yerin derinliklerinden gelen itici gücün özellikleri olduğu kadar levhaların birbiri ile olan ilişkileri de belirler. Böylece, kısa dönemde belirli bir düzen içinde süren levha hareketlerinin, zaman ölçeği büyütüldüğünde kaotik ve önceden belirlenemez bir biçimde gerçekleştiği gözlenir.

    Çok geniş bir açıdan bakıldığında, yer yüzeyinin kıtasal kabuk manto üzerinde, 'izostazi' adı verilen, bir ağacın su üzerinde yüzmesi ile karşılaştırılabilecek bir denge halinde dururlar. Mantonun kaldırma gücü, su ve ağaç örneğinde olduğu gibi kabuğun manto içine 'batmış' olan hacmi ile orantılıdır. Bu nedenle yükseltilerin fazla olduğu kıta bölgelerinde, artan kütle ile koşut olarak kabuğun manto derinliklerine uzanan kısmı da daha fazla olmalıdır. Yüksek dağ sıralarının derinlere dalan 'kökleri' yer kabuğunun böyle alanlarda 70 km. kadar kalın olmasına yol açar. Öte yandan, karaların yükselmesi, bağıl olarak daha hafif materyalden oluşmaları ile ilişkilidir. Böylece okyanussal kabuk daha ince olmasına karşın daha ağır materyalden oluşmuştur, ve astenosfer içine doğru kıtalara oranla daha fazla 'batmış' durumdadır. Bu, kıtaların manto içerisine doğru uzanan daha derin kökleri olmasına rağmen, ağırlık merkezlerinin okyanus tabanlarına oranla daha yüksekte yer alması ile sonuçlanır.

    Levhaların hareketlerinde yer kabuğunun bütün bu özellikleri rol oynar. Levhalar ortalama olarak yılda bir kaç santimetre ölçeğinde hareket ederler (Bu kayma en uç örnek olan Pasifik levhası için yılda 15 santimetreye ulaşmaktadır). Hareket halindeki levhaların birbirleri arasında üç tür ilişkisi olabilir. 1)Yaklaşma, 2)Uzaklaşma, 3)Yan yana kayma. Yeryüzünün alanı sabit olduğuna göre yaklaşma sınırlarında bir miktar levha yüzeyinin yok olması, uzaklaşma sınırlarında ise yeni levha yüzeyi yaratılması gerekmektedir. Bu nedenle birinci tür levha sınırlarına 'yıkıcı', ikinci tür sınırlara ise 'yapıcı' sınırlar adı verilir. Üçüncü tür, 'yanal doğrultulu' ya da 'dönüşüm' (transformation) sınırlarıdır.

    Yaklaşan levhalardan ikisi de okyanussal levha ise biri diğerinin altına doğru kayar, bu durum 'dalma-batma' olarak adlandırılır. Bir okyanus levhası, bir kıta levhası ile karşılaştığında, daha ağır olduğu için onun altına doğru kayar, yine dalma-batma durumu gerçekleşir. Dalma-batma söz konusu olduğunda manto tabakasının sıcak derinliklerine inen taş küre dilimi ısınarak erir ve akışkan halde yükselir. Bu, yaklaşma sınırlarındaki yanardağ etkinliğinin ve dağ oluşumunun temelidir. İki kıtasal levhanın yaklaşması ise çarpışma ile sonuçlanır, her iki levha da manto içine batamayacak kadar hafif ve kalın olduğundan büyük bir deformasyonla yüksek dağ sıraları ve platolar ortaya çıkar (Himalaya dağları ve Tibet yaylası gibi).
    Uzaklaşan levhalar ise yeni okyanus kabuğunun oluşmasına yol açarlar. Bu olay, iki levha arasında açılan boşluğa üst manto kaynaklı akışkan materyalin dolması ve soğuyarak katılaşması sonucunda gerçekleşir. Bu şekilde oluşan okyanus sırtları yer kabuğunun en genç bölgeleridir. Levhalar ayrıldıkça sırt ortadan büyümeye devam eder, sırtın her iki yanına doğru uzaklaşan genç litosfer soğudukça hacmi azalır, yoğunluğu artar ve hem küçülme hem de batma nedeniyle yükseltisi azalır. Okyanus tabanının okyanus sırtından en uzak kesimleri en yaşlı kısmıdır. Bu alanların eninde sonunda bir başka levha ile karşılaşarak batmaya başlaması kaçınılmaz olduğundan okyanussal kabuğun ömrü sınırlıdır ve bilinen en yaşlı okyanus kabuğu örnekleri 190 milyon yıl yaşındadır. Bu şekilde okyanus kabuğu sürekli yenilenirken, kıta kabuğu dalma-batma mekanizması ile ortadan kaldırılamadığından, yanardağ ve dağ oluşum etkinlikleri ile kıta kütlesine eklenen materyal zaman içinde giderek artar, milyarlarca yıllık süreç içerisinde kıtalar alan ve kalınlık açısından büyümeye devam ederler. Bazen bir kıta, ters yönde etki eden kuvvetlerin sonucunda ikiye ayrılabilir. Böyle bir durumda uzaklaşan parçaların arasını doldurmaya başlayan manto materyali yine okyanus kabuğu niteliğinde bir yapı oluşturmaya başlar, bu alanın soğuyup alçalması sonucunda yeni bir okyanus doğmuş olur. Bazen de her iki yanından iki ayrı kıtanın altına kaymakta olan bir okyanus, iki kıtanın çarpışması ile sonuçlanan bir süreç ile tümüyle yok olabilir.

    AŞINMA

    Kıtaları oluşturan güç, levha hareketlerinin motoru olan Dünyanın iç enerji kaynağıysa, çok daha büyük bir dış enerji kaynağı, kıtaları aşındırarak yok etme sürecinde etkili olur: Güneş enerjisi. Atmosfer hareketlerini ve su döngüsünü sürdürmek için gerekli enerjiyi sağlayan güneş ışınları, su ve rüzgar aşındırması ile kıta yüzeylerinden koparılan minerallerin yine bu iki araç yardımıyla okyanus tabanlarına taşınarak çökmesine yardımcı olur. Bu mekanizma ile okyanus kabuğu üzerinde gittikçe kalınlaşarak biriken tortul kaya katmanı, dalma-batma mekanizması sırasında yerküre içlerine taşınarak yeniden erir.

    Aşınma mekanizması, suyun yerçekimi etkisi altındaki hareketlerini izler, yüksek dağların aşınarak alçalmasına, okyanus derinliklerinin dolarak yükselmesine yol açar, sonuçta yer yuvarlağının girinti ve çıkıntılarının törpülenerek çekim etkisi ile belirlenmiş ideal jeoit biçimine yaklaşması yönünde çalışır.

    ATMOSFER

    Yer, yüzey şekillerinin ve gezegen üzerindeki yaşamın ortaya çıkması ve şekillenmesinde önemli rol oynamış ve yine bu iki öğe ile birlikte evrimleşmiş dinamik bir atmosfer (ya da hava küre, hava yuvarı) tabakasına sahiptir. Yerçekimi sayesinde tutulan bu gaz tabakası, büyük ölçüde gezegenin iç katmanlarından kaynaklanan gazların yanardağ etkinliği ile yüzeye çıkması ile oluşmakla birlikte, gezegenin tarihi boyunca dünya dışı kaynaklardan da beslenmiş ve etkilenmiştir. Basınç ve yoğunluk açısından diğer yer benzeri gezegenlerden Mars'a göre yaklaşık 100 kat büyük, Venüs'e göre ise yaklaşık 100 kat küçük bir gaz kütlesini ifade eder. Ancak bileşim açısından bu iki gezegenin atmosferlerinden çok farklı olduğu gibi, Güneş Sistemi içinde de eşsizdir.

    Yer atmosferi, gezegenin tüm kütlesinin yaklaşık bir milyonda birini oluşturur. Yer çekimi nedeniyle bu gaz kütlesinin bir ağırlığı vardır, ve gezegen yüzeyine doğru alçaldıkça artan bir basınç yaratır. Bu nedenle, Yer yüzeyine yaklaştıkça sıkışma etkisiyle yoğunluğu artar. Atmosfer kütlesinin dörtte üçü, ortalama yüksekliği 11 km. olan troposfer tabakası içinde toplanmıştır. Yükseğe doğru ise yoğunluk ve basıncı azalarak devam eder, ve belirli bir sınırı olmaksızın, çok seyrek bir gaz olarak kabul edilebilecek gezegenler arası ortam içinde erir. Atmosferin etkilerinin belli belirsiz de olsa gözlenebildiği en büyük uzaklık Yer merkezinden 50.000 km. yükseğe kadar çıkabilir, ancak yeryüzünden 200 km. yükseklikte, gaz yoğunluğunun, uyduların hareketini bile çok fazla etkilemeyecek kadar azaldığı bilinmektedir. Pratik nedenlerle, Yer yüzeyinden 100 km. yükseğe yerleştirilen hayali Karman hattı, dünya ile uzayın sınırı olarak kabul edilir.

    Yer atmosferi, birbirinden farklı fiziksel özelliklere sahip çok sayıda katmana ayrılır.
    Troposfer: Meteorolojik olayların gerçekleştiği, atmosferin en hareketli kısmını oluşturur. Adı, Yunanca 'hava değişikliği', 'mevsim değişikliği' anlamlarında kullanılan 'tropos' sözcüğünden türetilmiştir. Dünyanın kendi ekseni etrafındaki dönüşünün neden olduğu merkezkaç kuvveti, gezegenin diğer katmanlarında olduğu gibi, troposfer tabakasının da ekvatorda şişkinleşmesine yol açar. Kutuplarda 7-8 kilometre olan troposfer kalınlığı, ekvator düzeyinde 17-18 kilometreyi bulur. Atmosfer basıncı, deniz seviyesinde 1,01325 bar düzeyindedir, bu değer 1 atmosfer olarak kabul edilir. Basınç, yükselti ile her 5,5 kilometrede yarıya inecek şekilde azalır. Troposfer, ısı enerjisinin büyük kısmını, güneş ışınları ile ısınan yer yüzeyinin yaydığı kızılötesi ışınlardan alır ve bir ideal gaz davranışına yakın bir düzen içerisinde, yükseltiyle düşen basıncına paralel olarak, sıcaklığı da düşer. Her 1 kilometrelik yükselme, sıcaklıkta 6,5oC değerinde bir azalma getirir. Bu şekilde, troposferin üst sınırında -55oC düzeyinde bir alt noktaya inen sıcaklık, tropopoz adı verilen bu düzeyin üzerinde yeniden yükselmeye başlar. Tropopoz, troposfer ile stratosferin sınırını belirler. Kutuplarda sıcaklığın düşüklüğü, tropopoz yüksekliğinin ekvator bölgesine göre az olmasının nedenlerinden biridir.

    Yükseltinin artması ile atmosfer sıcaklığının azalması arasındaki ilişki, mutlak ve değişmez bir kural değil, genel bir eğilim olarak görülmelidir. Yerel ve zamanla ilişkili çok sayıda değişken sıcaklığın yatay ve dikey değişimlerini etkilediği gibi, hava akımları, bulutluluk, nem, yağışlar, basınç değişiklikleri gibi meteorolojik olaylar, kaotik bir sistem içinde troposferin dünya ölçeğinde karmaşık davranış biçimini ortaya koyar ve uzun vadede iklimleri belirler.

    Stratosfer: Tropopozdan başlayarak 50 km. yüksekliğe kadar uzanır. İçerdiği ozon (O3) molekülleri Güneş'ten gelen morötesi ışınları soğurarak bu katmanın ısınmasına yol açar. Bu nedenle, tropopoz düzeyinde -50oC ile -60oC arasında olan sıcaklık stratosferin alt kesimlerinde her kilometrede 1oC , üst kesimlerinde ise her kilometrede 3oC kadar artarak stratosferin üst sınırı olan stratopozda 0oC düzeyine kadar yükselir. Bu sıcaklık dağılımı, stratosferin hava akımlarının son derece az olduğu bir tabaka olarak korunmasını sağlar. Bu özellik, stratosfer düzeyinde oluşan kirliliğin kalıcı olabilmesi gibi bir sakınca da yaratabilmektedir. Yeryüzündeki yaşam için ölümcül etkilere sahip morötesi ışınları süzen ozon tabakası için zararlı bileşiklerin stratosfere ulaşmasını önlemek bu açıdan önem taşımaktadır.

    Mezosfer: 50-90 km. yükseklikler arasında yer alır. Stratosfer ile sınırını, sıcaklık artışının bir kez daha tersine döndüğü stratopoz düzeyi belirler. Mezosfer boyunca sıcaklık yine artan yükseklikle birlikte, basınçla orantılı olarak düşmeye devam eder ve 90 km. de -100oC olur. Mezosferde atmosfer yoğunluğu deniz düzeyindekine göre 1/1000-1/1.000.000 kadardır. Ancak bu seyrek gaz kütlesi de yeryüzündeki yaşam açısından önemlidir. Küçük boyuttaki göktaşları, hızla girdikleri bu katmanda sürtünme etkisi ile buharlaşarak yok olurlar.

    Termosfer: Mezosferin üst sınırında, sıcaklık eğrisinin yine yön değiştirdiği 90 km. yükseklikte başlar. Bu aynı zamanda, iyonosfer olarak adlandırılan atmosfer katmanının alt sınırıdır. Bu düzeyden başlayarak, atmosferin daha alçaktaki üç katmanda alışılmış bileşimi değişmeye başlar. Güneş ışınımlarının yoğun etkisinin hissedildiği bu yükseltilerde iyonize atomlar ve serbest elektronlar bir plazma ortamı içinde bulunurlar. Çeşitli dalga boylarında ışınımların gözlendiği termosfer, adını yükselti ve Güneş etkinliğine göre 200-1600oC arasında değişen sıcaklığından alır.

    Egzosfer: Termosferin sona erdiği termopoz düzeyinin üstünde kalan atmosfer bölümüdür. Çok seyrek hidrojen ve helyum atomlarından oluşur, giderek seyrelip gezegenler arası ortamla birleşir.

    ATMOSFERİN BİLEŞİMİ

    Yer atmosferinin 80-100 km. yüksekliğe kadar olan kısmı, yani kabaca troposfer, stratosfer ve mezosfer tabakaları, su buharı ve organik kökenli gazlar dışında değişmez bir bileşimdedir. Atmosferdeki su buharı oranı, hacim olarak % 0-4 arasında değişmekle birlikte, ortalama bir değer olarak % 1 kabul edilebilir. Su buharı bir kenara bırakılırsa, kuru havanın % 99,9 dan fazlasını 3 temel gazın oluşturduğu görülür: Oksijen (%20,9), azot (%78,1), argon (% 0,9).

    Yer yüzeyinden 100 kilometre 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. En hafif gazlar olan hidrojen ve helyum, 500 km. üzerindeki egzosferin temel bileşenleridir. Yüksek enerjili güneş ışınlarının etkisi ile hızlandırılan bu hafif atomlar, Dünyanın kütle çekiminden 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.

    SU

    Yer, yüzeyinde sıvı halde büyük bir su kütlesi bulundurması bakımından gezegenler arasında eşsiz bir konumdadır. Okyanuslar şeklinde Yer yüzeyinin % 70'ini kaplayan bu kütle, yerkürenin , hidrosfer (=su küre, su yuvarı) adı verilen bir katmanı olarak görülebilir ve gezegenin toplam kütlesinin yaklaşık 1/4000' ini oluşturur. Yer kabuğunu oluşturan kayaçlar içinde bundan çok daha fazla miktarda su bulunduğu sanılmaktadır. Bu su, levha hareketleri sonucunda dalma-batma sürecine giren katmanların ısınmasıyla kayaç yapıdan ayrılarak, yanardağ püskürmeleri ile buhar halinde yüzeye çıkar. Hidrosferi oluşturan su kütlesinin günümüzdeki temel yenilenme kaynağı bu mekanizma olmakla birlikte, kozmik çarpışmaların sıklığının çok daha fazla olduğu Güneş Sistemi'nin erken dönemlerinde, bileşiminde donmuş halde su bulunan göktaşı çarpmaları ile gezegene büyük miktarda su taşınmış olabilir.

    Yer yüzeyindeki su döngüsü, Güneş ışınlarının sağladığı enerjiden gücünü alan, atmosfer ve meteorolojik olayların önemli rol oynadığı karmaşık bir mekanizma ile hem yer kabuğunun şekillendirilmesinde, hem de yaşamın ortaya çıkması ve sürdürülmesindeki temel etkenlerden birini oluşturur.

    MANYETOSFER

    Dünya, güçlü bir manyetik alana ve bu alanın etkisi ile şekillenen önemli bir manyetosfere sahiptir.

    Dünyanın manyetik alanı, ekseni gezegenin dönme eksenine 11,4o açı yapan ve merkezine 460 km. uzaktan geçen bir çift kutuplu niteliğindedir. Bu alanın gücü gezegen yüzeyinde (ekvatorda ölçüldüğünde) 0,31 gauss değerine ulaşır ve Satürn, Uranüs ve Neptün yüzeyinde ölçülen değerlerle karşılaştırılabilecek büyüklüktedir. Zayıf bir manyetik alana ve sınırlı bir manyetosfere sahip olan Merkür bir yana bırakılacak olursa, Dünyanın manyetik alan ve manyetosferi yer benzeri gezegenler arasında en dikkate değer örneği oluşturur. Dünya manyetik alanının oluşması, gezegen içinde, elektriksel açıdan iletken , aynı zamanda da hareketli, yani akışkan bir ortam varlığını gerektirmektedir. Yer kürenin iç yapısına ilişkin modeller geliştirilirken, bu nokta da dikkate alınarak, dış çekirdeğin sıvı halde demir içeren yapısı ortaya çıkarılmıştır. Gezegenin tarihi boyunca bir çok kez manyetik kutupların yer değiştirdiği bilinmektedir. Bu olayların nedenleri aydınlatılamamış olmakla birlikte, Yer çekirdeğinin dönme hızı ile gezegenin dönüşü arasındaki farklılıkların zaman içindeki değişimleri ile ilişkili olabileceği düşünülmektedir. Yer manyetik alanının gücünde yakın dönemde önemli bir azalmanın olması, ve bu azalmanın özellikle son 150 yıl içinde hızlanarak devam etmesi, yakın bir gelecekte yeni bir kutup değişikliğinin olabileceği yönünde yorumlanmaktadır.

    Yer manyetosferi, tanım olarak, gezegenin manyetik alanın etkisi ile Güneş rüzgarı adı verilen Güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu plazma akımının, saptırılarak engellendiği bölgedir. Manyetosferin en dışında, plazma akımının aniden yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir şok dalgası gözlenir. Gezegene yaklaştıkça manyetik alanın etkisi giderek artar ve güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz, manyetosferin sınırını belirler. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, Güneş doğrultusunda Dünyanın merkezinden yaklaşık 60.000 km. uzaklıkta (Yer yarıçapının 10 katı kadar) bulunur. Güneş rüzgarının deforme ettiği manyetik kuvvet çizgilerine uyumlu olarak, bu sınır yanlara doğru genişleyerek gezegenden uzaklaşır ve bir damla biçimini alarak gezegenin arkasında milyonlarca kilometre uzanan bir kuyruk oluşturur.

    Yer manyetik alanına yakalanan elektrik yüklü parçacıkların toplandığı simit biçiminde iki ışınım kuşağı yer küreyi çevreler. A.B.D. tarafından uzaya gönderilen ilk uydu olan Explorer I yardımı ile 1958 yılında keşfedilen bu kuşaklar uyduyu tasarlayan James Van Allen onuruna Van Allen kuşakları olarak adlandırılmıştır. Dışta yer alan kuşak, güneş rüzgarı kökenli hidrojen (H+=protonlar), helyum (He2+=alfa parçacıkları)ve oksijen (O+) iyonları yanı sıra serbest elektronlar içerir. Yer yüzeyinden 10.000-60.000 km. yükseklikte bulunan bu kuşağın en yoğun kesimi 15.000-19.000 km. arasında bulunur. İçte yer alan kuşak ise kozmik ışınların iyonlaştırdığı atmosfer kaynaklı atomlar içerir. 650-6500 km. yükseklikte yer alan bu kuşak dış kuşağa oranla çok daha güçlü bir ışınım kaynağıdır ve bu yükseklikte bulunan uyduların etkinlikleri ve uzay adamlarının sağlığı üzerinde olumsuz etkiler yaratabilmesi açısından önem taşır.
    Yüklü parçacıkların Dünyanın manyetik kutuplarına yakın bölgelerde bulunan açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarıyla etkileşmeleri, kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olur.


AY

Ay, Dünya'nın tek doğal uydusudur.

Ay'ın Dünya ile Mars büyüklüğündeki bir asteroitin çarpışması sonucu oluştuğu ileri sürüldü. Colorado'daki Southwest Araştırma Enstitüsü'nden araştırmacı Robin Canup, ilerlemiş bilgisayar teknolojisinden faydalanılarak yapılan yeni canlandırmaların ve yeniden gözden geçirilen önceki canlandırmaların, Dünya'ya çarpan Mars kütlesindeki bir nesnenin, her ikisini şimdiki konumuna sokmak için yeterli olduğunu gösterdiğini' söyledi.

Bilim adamları ayrıca, aralarında Dünya'daki yerçekiminin Ay'ı yakaladığı ya da Dünya ve Ay'ın eş zamanda oluştuğunun bulunduğu diğer teorileri geçersiz sayıyorlar.

Öte yandan, Mars büyüklüğündeki asteroit teorisini ilk ortaya atan Harvardlı araştırmacı Al Cameron, Canup'un canlandırmasının tam oluşumu değil, ilk çarpışmayı kapsadığını ve çarpışmadan çıkan materyali taş yığını değil sert bir kaya varsaydığını bildirdi. Cameron, Ay'ı oluşturacak çarpışma zamanında Dünya'nın, Canup'un bildiği gibi tamamen değil, yalnızca 3/2'sinin oluştuğunu kaydetti.

Ay in kendi ekseni etrafında dönüşü ile Dünya çevresindeki dönüşü eşit zamanda olmaktadır: 27,32 gün. Kombine (bileşik) dönüş diye de anılan ve Dünya ile Ay arasındaki karşılıklı kütle çekişinln (gravitasyon) sonucu olan bu dönüş nedeniyle, Ay Dünya’ya hep aynı yüzüyle yönelik kalır.

Oysa, farkına varılabilecek az bir sapma olmaktadır. Ay yörüngesi tam bir çember olmayıp elipse benzer. Ay, Dünya’ya yaklaşınca daha hızlı, uzaklaşınca daha yavaş hareket eder. Dönüş her zaman eşit olduğundan Ay’ın sağ (veya sol) kenarına bakılıyor olur. Bundan başka Ay’ın dönme ekseni de, yörüngesine dik değildir. Bu nedenle, Dünya, Ay’ın bazen Kuzey (veya güney) kutbuna doğru hafifçe yönelik durumdadır. Bu, eksendeki eğilme nedeniyle, bir Ay dolanımı içinde, yerden Ay’ın yüzünün, yaklaşık yüzde 60’ı görülür.

AY'IN EVRELERİ

Ayın aydınlık yüzünün dünyadan görünüşünde bir ay boyunca meydana gelen değişikliklerdir.

Yeniay ve dolunay evrelerinde büyük gel-git yaşanır. Sebebi dünya, ay ve güneşin aynı doğrultuda olmasıdır. İlk ve son dördünde ise küçük gel-git yaşanır.

AY TUTULMASI
Ay dünya etrafındaki yörüngesini tamamlarken, dünyanın güneş ve ay arasında kalmasına neden olabilir. Bu durumda ay yüzeyine düşen güneş ışınları dünya tarafından engellenmiş olur. Karanlıkta kalan ay kısa süreli de olsa dünyadan gözlenemez bu olaya ay tutulması adı verilir. Bulutsuz bir gecede çıplak gözle rahatlıkla fark edilebilen bu olay, güneş tutulmasına göre, dünya yüzeyinde daha geniş bir alandan gözlenebilir. Ay tutulmasının dünya yüzeyinden gözlenebildiği alan dünyanın yarısından 24º kadar fazladır.