Venüs’te Gizemli Atmosfer Desenleri Ortaya Çıktı
Venüs’teki bölgesel rüzgar desenleri, dağ sıcaklıklarını dengeleyebilirken, gelecekteki iniş araçlarının dayanması gereken toz fırtınaları da oluşturabilir.
On yıllardır Venüs’ün yüzeyi, güneş sistemindeki en az anlaşılan ortamlardan biri olmuştur. Gezegenin aşırı ısı ve basıncına yenik düşmeden önce yalnızca birkaç iniş aracı veri iletebildiğinden, bilim insanları sınırlı doğrudan ölçümlerle çalışmak zorunda kaldılar.
Carl Sagan bir zamanlar, gezegende dinozorların dolaşması gibi fantastik senaryoları hayal etmenin ne kadar kolay olduğunu belirterek, az sayıda kanıttan dramatik sonuçlar çıkarmaya karşı uyarıda bulunmuştu. Ancak sınırlı veri, hiçbir içgörü olmadığı anlamına gelmez. Dikkatli analiz ve modelleme, küçük veri kümelerinden bile anlamlı desenler çıkarabilir.
Sorbonne’dan Maxence Lefèvre liderliğindeki yakın tarihli bir çalışma tam olarak bunu yapmayı amaçlıyor. Ekip, geçmiş görevlerden elde edilen mevcut ölçümleri kullanarak, gezegenin yüzeyindeki rüzgar davranışını ve toz hareketini tahmin etmek için bir model geliştirdi. Amaçları pratiktir: Venüs görevlerinin bir sonraki neslini, karşılaşmaları muhtemel çevresel koşullara daha iyi hazırlamak.
Az veri, daha güçlü modeller
Şu anda arXiv’de ön baskı olarak bulunan çalışma, iki temel faktöre odaklanıyor: sıcaklık değişimi ve toz taşınımı. Araştırmacılar, Venüs’ü tek bir homojen ortam olarak ele almak yerine, gezegeni farklı bölgelere ayırdılar. Bu bölgesel yaklaşım, yerel koşulları şekillendiren süreçleri izole etmelerini sağlayarak, yüzey ortamının nasıl davrandığına dair daha gerçekçi bir tablo sunuyor. Hem sıcaklık değişimlerinin hem de toz hareketinin özünde, Dünya’daki hava durumunu şekillendiren aynı itici güç yatıyor: rüzgar.
Venüs yüzeyine başarılı bir şekilde iniş yapan az sayıdaki uzay aracından biri olan Venera’dan alınan ölçümler, atmosferin en altındaki rüzgar hızının sadece 1 m/s olduğunu gösteriyor. Dünya’daki 20 m/s veya Mars’taki 40 m/s ile karşılaştırıldığında, bu çok fazla gibi görünmeyebilir.
Ancak Venüs’ün atmosferi hem bizimkinden hem de Mars’ınkinden daha kalındır, bu nedenle kardeş gezegenlerinin hızlarına eşdeğer hızlara ulaşması için çok daha fazla enerji gerektirir. Buna rağmen, hem yüzey sıcaklığı hem de havadaki toz miktarı üzerinde büyük bir etkisi vardır.
Gündüz-gece döngüleri atmosferi yeniden şekillendiriyor
Venüs’ün 117 Dünya günü uzunluğunda bir “günü” ve aynı uzunlukta bir gecesi vardır. Bu, gezegenin gündüz güneş radyasyonuyla kademeli olarak ısınması ve gece kendi kızılötesi radyasyonuyla kademeli olarak soğuması nedeniyle atmosferde büyük değişikliklere neden olur. Ancak makaleye göre, bu değişiklikler gezegenin farklı bölgeleri için farklılık gösteriyor; özellikle “yüksek bölgeler” (yani dağlık bölgeler) ve “ovalar” (yani düzlükler) arasında ve tropik bölgeler ile kutuplar arasında daha da farklılık gösteriyor.
Venera 13 tarafından çekilen Venüs yüzeyi görüntüsü. Fotoğraf: Venera 13/Don P.Mitchell
Tropiklerde çok belirgin bir “günlük değişim” vardır; yani rüzgarlar, gezegenin o bölgesinde gündüz veya gece olmasına bağlı olarak çok farklı şekillerde eser. Öğlen saatlerinde, rüzgarlar altlarındaki zeminin ısınması nedeniyle yukarı doğru (teknik terimle “anabatik”) eser. Ancak gece, bu süreç tersine döner; yüzeylerin kızılötesi (IR) soğuması havayı soğutur ve “katabatik” olarak bilinen aşağı doğru esen rüzgarlara neden olur.
Bu süreçler yüzey sıcaklığı üzerinde doğrudan bir etkiye sahiptir, çünkü katabatik rüzgarlar aşağı doğru akan havayı sıkıştırarak ısıtır ve yüzeyden gelen IR soğumasını adyabatik ısınma adı verilen bir süreçle dengeler. Esasen, dağlardaki rüzgarlar sıcaklığı sabit tutar ve gece ile gündüz döngüsü arasında 1 Kelvin dereceden daha az bir değişim olur. Bunu, aynı soğutma etkisine sahip olmayan “ovalar” için yaklaşık 4 Kelvin’lik bir değişimle karşılaştırın.
Kutup rüzgarları alçalmaya devam ediyor
Kutuplara yaklaştıkça bu dinamik değişiyor ve rüzgarlar sürekli olarak katabatik akış halinde oluyor; bu da gezegenin o enlemlerdeki sürekli kızılötesi soğumasını dengeliyor. Envision ve Veritas gibi gelecekteki görevlerin kutuplara odaklanacağı göz önüne alındığında, bu süreçleri oraya varmadan önce anlamak faydalı olacaktır.
Başka bir sonda olan DaVINCI’nin, on yıllar sonra ilk kez Venüs yüzeyine inmesi planlanıyor. Planlanan iniş, ekvatora yakın bir yüksek plato olan Alpha Regio adı verilen bir bölgede gerçekleşecek ve bu bölge, çevredeki bazı alçak bölgelere göre daha ılımlı sıcaklık değişimlerine maruz kalacaktır. Ancak DaVINCI sondaları etrafta uçuşan toz bulutlarına maruz kalacak mı?
Muhtemelen – araştırmacıların hesaplamalarına göre, Alpha Regio’daki arazinin %45’inde 75 µm partikül boyutunda “ince kum”u kaldırabilecek kadar güçlü rüzgarlar var. Bu, DaVINCI’nin planlanan iniş bölgesini, günün saatine bağlı olarak değişebilen, devam eden bir ince partikül fırtınasının tam yoluna yerleştirecektir.
Bölgesel modelleme görevlere rehberlik ediyor
Tüm bu çalışma, gezegenin tüm yüzeyini tek bir blok olarak modellemeye çalışmak yerine, bu bireysel alanları hesaplanabilir hava modellerine ayıran yeni bir “bölgesel” simülasyon tarafından yönlendirildi.
Ancak bu, bu çalışmanın hala geliştirilemeyeceği anlamına gelmez – yazarlar, albedo ve termal ataletlerine bağlı olarak yüzeyin farklı bölümlerine farklı termal özellikler eklemekten veya Venüs atmosferinde baskın olan CO2’nin termal emilim değerini farklı sıcaklıklarda hesaba katmaktan bahsediyorlar.
Ancak makalenin yazarları ve Venüs atmosferini inceleyen diğer araştırmacılar, yeni sonda grubunun ikinci gezegene ulaşmasına kadar hala biraz zamana sahipler; En azından bunu yaptıklarında, buldukları bazı özelliklerin neden kaynaklandığı konusunda daha iyi bir fikir sahibi olacaklar.
Kaynak: https://scitechdaily.com