वायुमंडल

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वायुमंडल (atmosphere) किसी खगोलीय पिंड को घेरने वाली गैसों की एक परत होती है, जो उस पिंड के गुरुत्वाकर्षण द्वारा अपनी जगह पर टिकी रहती है। इस नाम की उत्पत्ति गोला से हुई है।[1] कोई पिंड अपना अधिकांश वायुमंडल अपने आदिम युग (primordial epoch) के दौरान प्राप्त करता है, जो या तो पदार्थ के वृद्धिकरण (accretion) द्वारा होता है या वाष्पशील पदार्थों के बहिर्गैसन (outgassing) द्वारा। वायुमंडल की किसी ठोस सतह के साथ रासायनिक अंतःक्रिया इसकी मूल संरचना को बदल सकती है, ठीक वैसे ही जैसे मुख्य तारे के साथ प्रकाशीय-रासायनिक (photochemical) अंतःक्रिया बदल सकती है। कोई पिंड अधिक गुरुत्वाकर्षण और कम तापमान होने पर लंबे समय तक वायुमंडल को बनाए रखता है। ताराकीय पवन (stellar wind) किसी पिंड के बाहरी वायुमंडल को हटाने का काम करती है, हालांकि चुंबकंडल (magnetosphere) इस प्रक्रिया को धीमा कर देता है। कोई पिंड अपने तारे से जितनी दूर होता है, उसके वायुमंडल के छिनने की दर उतनी ही कम होती है।

बुध को छोड़कर, सभी सौर मंडल के ग्रहों के पास पर्याप्त वायुमंडल हैं, जैसा कि बौना ग्रह प्लूटो और चंद्रमा टाइटन के पास भी है। बृहस्पति और अन्य गैस दिग्गज ग्रहों का उच्च गुरुत्वाकर्षण और निम्न तापमान उन्हें मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम के विशाल वायुमंडल को बनाए रखने की अनुमति देता है। कम द्रव्यमान वाले स्थलीय ग्रह सूर्य के करीब परिक्रमा करते हैं, और इसलिए मुख्य रूप से कार्बन, नाइट्रोजन और ऑक्सीजन से बने उच्च मोलर द्रव्यमान वाले वायुमंडल को बनाए रखते हैं, जिसमें अक्रिय गैस की थोड़ी मात्रा होती है। एक्सोप्लैनेट (बाह्य ग्रह) जैसे HD 209458 b और Kepler-7b के आसपास भी वायुमंडल का पता चला है।

एक ताराकीय वायुमंडल किसी तारे का बाहरी क्षेत्र होता है, जिसमें अपारदर्शी प्रकाशमंडल (photosphere) के ऊपर की परतें शामिल होती हैं; कम तापमान वाले तारों के बाहरी वायुमंडल में यौगिक अणु हो सकते हैं।[2] वायुमंडल वाले अन्य पिंड भूरा बौना (brown dwarf) और सक्रिय धूमकेतु हैं।

घटना और संरचनाएं

उत्पत्ति

नीहारिका परिकल्पना (nebular hypothesis) में, तारे एक अंतरतारकीय आणविक बादल के भीतर गैस और धूल के द्रव्यमान के गुरुत्वाकर्षण पतन (gravitational collapse) के दौरान बनते हैं। यह सामग्री केंद्र में केंद्रित द्रव्यमान के साथ एक पैनकेक जैसी घूर्णन डिस्क बनाती है। केंद्रीय द्रव्यमान सांद्रता पर आदि-तारा (protostar) बनाया जाता है, जबकि ग्रह और उपग्रह डिस्क में वृद्धिकरण (accretion) की प्रक्रिया के माध्यम से बनते हैं। धूल डिस्क के मध्य तल में बैठ जाती है, ऐसी सामग्री बनाती है जो टकरा सकती है और ग्रहिका (planetesimal) बनाने के लिए एकत्रित हो सकती है। तारे के करीब, ये पिंड बढ़ते हैं और मुख्य रूप से कुछ दुर्गामी सामग्री (refractory material) और कुछ वाष्पशील (volatile) से मिलकर प्रोटोप्लैनेट (आदि-ग्रह) बनाने के लिए जमा होते हैं। तारे से दूर, पृथ्वी के द्रव्यमान या उससे अधिक के लगभग दस गुना तक वाष्पशील पदार्थों के संचय से ग्रहीय भ्रूण बनाए जाते हैं। इसके बाद आसपास की डिस्क नीहारिका से गैसों के द्रव्यमान प्राप्त किए जाते हैं, जिससे भ्रूण के चारों ओर एक गैस दिग्गज बनता है। ग्रहीय उपग्रह ग्रहों के चारों ओर सामग्री की डिस्क से इसी तरह बनते हैं।[3]

किसी ग्रह का प्राथमिक वायुमंडल तब उत्पन्न होता है जब पलायन प्रक्रियाओं के खिलाफ संचित गैस को बनाए रखने के लिए गुरुत्वाकर्षण पर्याप्त होता है। बाद वाले में अन्य पिंडों के साथ टकराव शामिल हो सकते हैं जो गैसों को बाहर निकलने के लिए पर्याप्त ऊर्जा प्रदान करते हैं। स्थलीय ग्रहों के लिए, उनकी प्रारंभिक बमबारी से उत्पन्न उच्च तापमान वाष्पशील पदार्थों के बहिर्गैसन (outgassing) का परिणाम होता है, जिससे द्वितीयक वायुमंडल बनता है। इस प्रकार वायुमंडल की मूल संरचना और मोटाई तारकीय नीहारिका के रसायन विज्ञान और तापमान द्वारा निर्धारित होती है, लेकिन खगोलीय पिंड के भीतर की प्रक्रियाओं द्वारा संशोधित की जा सकती है जो विभिन्न वायुमंडलीय घटकों को छोड़ती हैं।[3] परिधीय डिस्क अंततः लगभग 107 वर्षों के समय के पैमाने पर नष्ट हो जाएगी, और तारा अपना संकुचन पूरा करेगा और फिर अपने द्रव्यमान द्वारा निर्धारित समय सीमा में अपने कोर पर हाइड्रोजन संलयन को प्रज्वलित करेगा। (उदाहरण के लिए, सूर्य के द्रव्यमान वाला एक तारा 3×10^7 वर्ष संकुचन में बिताएगा।)[4]

संरचनाएं

ग्रहों शुक्र और मंगल का वायुमंडल मुख्य रूप से कार्बन डाइऑक्साइड, नाइट्रोजन और आर्गन से बना है।[5] चूँकि शुक्र पर कार्बन डाइऑक्साइड को घोलने के लिए कोई महासागर या वर्षा नहीं है, इस ग्रीनहाउस गैस की एक बड़ी मात्रा वायुमंडल में बनी रही है। इसका परिणाम एक सघन वायुमंडल है जो पृथ्वी के वायुमंडल के दबाव का लगभग 80 गुना है।[6] ग्रह के पास चुंबकीय क्षेत्र की कमी और सूर्य से अधिक निकटता के कारण दो अरब वर्षों के बाद उसकी हाइड्रोजन (पानी के रूप में) नष्ट हो गई।[7]

चूँकि मंगल छोटा है, ठंडा है और उसमें चुंबकीय क्षेत्र का अभाव है, इसलिए उसने केवल एक विरल वायुमंडल बनाए रखा है। मंगल के लिए 0.6 kPa का सतही वायु दबाव पृथ्वी के 101.3 kPa का केवल 0.6% है।[8] ग्रह ने अंतरिक्ष में अपनी मूल जल आपूर्ति का कम से कम 80-85% हिस्सा खो दिया है।[9] हालांकि, ग्रह ने जमे हुए पानी और कार्बन डाइऑक्साइड के महत्वपूर्ण भंडारों को बनाए रखा है। यदि सभी जमे हुए CO2 का ऊर्ध्वपातन (sublimate) हो जाए, तो वायु दाब 30 kPa तक बढ़ सकता है। यह माउंट एवरेस्ट की चोटी पर हवा के दबाव के बराबर है।[8]

पृथ्वी के वायुमंडल की संरचना उसके द्वारा समर्थित जीवन के उप-उत्पादों द्वारा निर्धारित होती है। पृथ्वी के वायुमंडल से शुष्क हवा (गैसों का मिश्रण) में 78.08% नाइट्रोजन, 20.95% ऑक्सीजन, 0.93% आर्गन, 0.04% कार्बन डाइऑक्साइड, और हाइड्रोजन, हीलियम तथा अन्य "उत्कृष्ट" (नोबल) गैसों की थोड़ी मात्रा (आयतन द्वारा) होती है, लेकिन आम तौर पर जल वाष्प की एक परिवर्तनशील मात्रा भी मौजूद होती है, समुद्र तल पर औसतन लगभग 1%।[10] पृथ्वी का निरंतर चुंबकंडल सौर पवन द्वारा वायुमंडलीय सफाई के खिलाफ ढाल के रूप में कार्य करता है, क्योंकि यह लगभग 10 पृथ्वी की त्रिज्या की दूरी पर आने वाले प्लाज्मा को दूर रखता है।[11]

सौर मंडल के विशाल ग्रह—बृहस्पति, शनि, यूरेनस और नेपच्यून—का कम तापमान और उच्च पलायन वेग उन्हें कम आणविक द्रव्यमान वाली गैसों को अधिक आसानी से बनाए रखने की अनुमति देता है। इन ग्रहों में हाइड्रोजन और हीलियम के अपचायक वायुमंडल (reducing atmosphere) हैं, जिसमें अन्य तत्वों की थोड़ी मात्रा और अधिक जटिल यौगिक शामिल हैं। स्थलीय ग्रहों के विपरीत, गैस दिग्गजों में अच्छी तरह से परिभाषित सतह का अभाव होता है। इसके बजाय पिंड में गहरे तीव्र दबाव द्वारा हाइड्रोस्टेटिक संतुलन में वायुमंडल बनाए रखा जाता है। इन पिंडों पर गतिशील मौसम केवल एक अपेक्षाकृत पतली सतही परत में होता है।[12]

बाहरी ग्रहों के दो उपग्रहों में महत्वपूर्ण वायुमंडल हैं। शनि का एक चंद्रमा टाइटन और नेपच्यून का एक चंद्रमा ट्राइटन के पास मुख्य रूप से नाइट्रोजन के वायुमंडल हैं।[13][14] जब प्लूटो सूर्य के सबसे करीब अपनी कक्षा के हिस्से में होता है, तो उसका वायुमंडल ट्राइटन के समान नाइट्रोजन और मीथेन का होता है, लेकिन जब यह सूर्य से दूर होता है तो ये गैसें जम जाती हैं।

सौर मंडल के भीतर अन्य पिंडों में अत्यंत पतले वायुमंडल होते हैं जो संतुलन में नहीं हैं। इनमें चंद्रमा (सोडियम गैस, उत्कृष्ट गैसें, हाइड्रोजन), बुध (सोडियम गैस), कैलिस्टो (कार्बन डाइऑक्साइड और ऑक्सीजन), यूरोपा (ऑक्सीजन), आयो (सल्फर डाइऑक्साइड), और एनसेलाडस (जल वाष्प) शामिल हैं।

एक्सोप्लैनेट (बाह्य ग्रह)

दूर के तारों के चारों ओर ग्रहीय पिंड, जिन्हें एक्सोप्लैनेट कहा जाता है, सौर मंडल में पाए जाने वाले की तुलना में अधिक विविध भौतिक गुणों को प्रदर्शित करते हैं। ये लक्ष्य वस्तुओं और स्थितियों की एक विस्तृत श्रृंखला के आसपास वायुमंडल का अध्ययन करने का अवसर प्रदान करते हैं। हालाँकि, इन लक्ष्यों के प्रेक्षण के लिए बहुत अधिक संवेदनशील उपकरणों की आवश्यकता होती है। इन दूरस्थ वायुमंडलों का विश्लेषण करने के लिए उपयोग की जाने वाली विधियाँ पारगमन स्पेक्ट्रोस्कोपी, उच्च-रिज़ॉल्यूशन डॉपलर स्पेक्ट्रोस्कोपी, और प्रत्यक्ष इमेजिंग हैं।[15]

पारगमन स्पेक्ट्रोस्कोपी अपने मुख्य तारे के पार एक एक्सोप्लैनेट के पारगमन (transit) का उपयोग इसके वायुमंडल का पता लगाने के लिए करती है। अलग-अलग तरंग दैर्ध्य पर त्रिज्या की तुलना करके, विशिष्ट घटकों की उपस्थिति का पता लगाया जा सकता है। ऐसी पहली खोज 2002 में हुई थी, जब तारामंडल पेगासस में एक तारे के पास करीब की कक्षा वाले गैस दिग्गज HD 209458b के वायुमंडल में सोडियम का पता चला था।[16] इसका वायुमंडल 1,000 K से अधिक तापमान तक गर्म हो जाता है, और लगातार अंतरिक्ष में निकल रहा है। हबल के प्रेक्षणों द्वारा ग्रह के विस्तारित वायुमंडल में हाइड्रोजन, ऑक्सीजन और कार्बन का पता लगाया गया है।[17] 2002 से, XO-2Nb के वायुमंडल में पोटेशियम का पता लगाया गया है, और HD 189733 b के वायुमंडल में सोडियम और पोटेशियम दोनों का पता चला है।[16]

खोजे गए कई सुपर-अर्थ की कक्षाएं उनके मुख्य तारे के इतने करीब हैं कि उनकी सतहों के मैग्मा महासागर होने की उम्मीद है। इन लावा ग्रह उन सामग्रियों से बने होने की सबसे अधिक संभावना है जो मैग्मा से वाष्पीकृत हो गए हैं, जैसे सोडियम, पोटेशियम, ऑक्सीजन और सिलिकॉन ऑक्साइड।[18]

सौर मंडल में वायुमंडल

वायुमंडल सतही
दाब
(kPa) 		माध्य सतही
तापमान
(K) 		सतह
गुरुत्वाकर्षण
(ɡ0) 		स्केल
ऊंचाई
(किमी) 		प्राथमिक संरचना
(आयतन द्वारा) 		टिप्पणियाँ
सूर्य 0.868 kPa 5,772 (प्रभावी) 274.0 m/s2 – 91.0% H 8.9% He [19]
बुध नगण्य 440 3.70 m/s2 – Na, Mg, O, H, K, Ca [20]
शुक्र 92 bar 737 8.87 m/s2 15.9 96.5% CO2 3.5% N2 [21]
पृथ्वी 1014 mb 288 9.820 m/s2 8.5 78.1% N2 21.0% O2 [22]
  चंद्रमा नगण्य -20 C 1.62 m/s2 – He, Ne, H2, Ar [23]
मंगल 6.36 mb 214 3.73 m/s2 11.0 95.1% CO2 2.6% N2 [24]
सरेस्ड (Ceres) नगण्य -105 C 0.26 m/s2 – H2O [25][26]
बृहस्पति (1 bar पर) 165 25.92 m/s2 27 89.8% H2 10.2% He [27]
  आयो नगण्य -155 C 1.80 m/s2 – SO2 [25][28]
  कैलिस्टो नगण्य -170 C 1.24 m/s2 – O2 और कुछ CO2 [25][28]
  यूरोपा नगण्य -170 C 1.31 m/s2 – O2 [25][28]
  गैनिमेड नगण्य -160 C 1.43 m/s2 – O2 [25][28]
शनि (1 bar पर) 134 11.19 m/s2 59.5 96.3% H2 3.25% He [29]
  टाइटन 1.47 bar -180 C 1.35 m/s2 20 98.4% N2 1.5% CH4 [25][30][31]
  एनसेलाडस नगण्य 72 0.114 m/s2 – H2O और CO2 [32][33][28]
यूरेनस (1 bar पर) 76 9.01 m/s2 27.7 82.5% H2 15.2% He [34]
  टाइटेनिया अल्प (Tenuous) 70 0.38 m/s2 30 ± to संभवतः CO2, CH4, या N2 [35]
नेपच्यून (1 bar पर) 72 11.27 m/s2 19.1 ± to 80.0% H2 19.0% He [36]
  ट्राइटन 0.001 38 0.78 m/s2 14.8 मुख्यतः N2 [25][14][37]
प्लूटो 0.001 24 ± to 0.62 m/s2 18 99% N2 0.5% CH4 [38][39]
93 0.00002 40 ± to – – अज्ञात; या तो 2, Ar, या 4? [40]

स्थितियाँ (Conditions)

মূল নিবন্ধ: Atmospheric pressure, Atmospheric temperature

हाइड्रोस्टेटिक संतुलन (जलस्थैतिक संतुलन) में मौजूद किसी वायुमंडल में अणुओं की गति से उत्पन्न होने वाले वायु दाब और उस अवरोधक गुरुत्वाकर्षण बल के बीच संतुलन होता है जो अणुओं को बाहर निकलने से रोकता है। ऊंचाई बढ़ने के साथ दाब कम होता जाता है, जिससे दाब-प्रवणता बल (pressure-gradient force) उत्पन्न होता है।[41] वायुमंडलीय दाब, किसी ग्रहीय सतह के एकांक क्षेत्रफल पर उसके लंबवत लगने वाला बल (प्रति एकांक क्षेत्रफल) है, जो वायुमंडलीय गैसों के ऊर्ध्वाधर स्तंभ के भार द्वारा निर्धारित होता है। इस प्रकार के वायुमंडलीय मॉडल में, गैस के द्रव्यमान का भार यानी वायुमंडलीय दाब, अधिक ऊंचाई पर इसलिए कम हो जाता है क्योंकि बैरोमीटर द्वारा किए गए मापन बिंदु के ऊपर गैस का द्रव्यमान कम होता जाता है। मौसम संबंधी स्थितियों और वायुमंडलीय तरंगों के कारण वायु दाब स्थान और समय के अनुसार अलग-अलग होता है।[42]

वायु दाब की इकाइयां मानक वायुमंडल (atm) पर आधारित होती हैं, जो 101,325 Pa (760 टॉर या 14.696 psi के बराबर) होता है। किसी आदर्श गैस वायुमंडल के लिए, वह ऊंचाई जिस पर वायुमंडलीय दाब e (प्राकृतिक लघुगणक के आधार) के गुणक से कम हो जाता है, स्केल हाइट (पैमाना ऊंचाई या 'H') कहलाती है। एक समान तापमान वाले वायुमंडल के लिए, स्केल हाइट वायुमंडलीय तापमान के समानुपाती होती है और शुष्क हवा के औसत आणविक द्रव्यमान तथा बैरोमीटर मापन बिंदु पर गुरुत्वाकर्षण के स्थानीय त्वरण के गुणनफल के व्युत्क्रमानुपाती होती है।[43]

वायुमंडल का तापमान एक ऊर्जा बजट द्वारा निर्धारित होता है, जो अंतरिक्ष में वापस विकीर्ण होने वाली ऊष्मा के मुकाबले आने वाली सौर ऊर्जा से मिलने वाली गर्मी को संतुलित करता है। आने वाली ऊर्जा सूर्य से दूरी और ग्रहीय ऐल्बेडो (albedo) द्वारा वापस परावर्तित ऊर्जा से निर्धारित होती है।[41] जब कोई ग्रह विकिरण संतुलन (radiative equilibrium) में होता है, तो उसका एक ग्रहीय संतुलन तापमान होता है।[41] यह वैश्विक औसत तापमान से भिन्न होता है, जो वायुमंडलीय ग्रीनहाउस प्रभाव के कारण संतुलन तापमान से अधिक गर्म हो सकता है। उदाहरण के लिए, शुक्र का सतही तापमान लगभग 460 C है, जबकि इसका संतुलन तापमान −40 C है।[44]

संरचना (Structure)

ग्रहीय वायुमंडल विभिन्न गुणों वाली परतों से बने होते हैं, जैसे विशिष्ट गैसीय संरचना, तापमान प्रवणता और दाब।

स्थलीय ग्रह (Terrestrial planets)

पृथ्वी, मंगल और शुक्र के लिए वायुमंडल का सबसे निचला स्तर क्षोभमंडल (troposphere) है, जहां ग्रह के अधिकांश बादल और मौसम पाए जाते हैं। यह जमीन से लेकर शुक्र पर 65 किमी, मंगल पर 40 किमी और पृथ्वी पर 17 किमी की ऊंचाई तक फैला हुआ है।[45] क्षोभमंडल में वायुमंडल का अधिकांश भाग शामिल है, जिसमें कुल वायुमंडलीय द्रव्यमान का 80 ± - % हिस्सा होता है।[46] जमीन से थर्मल ऊर्जा के संवहन (convection) के माध्यम से ऊपर की ओर ले जाए जाने के कारण, ह्रास दर (lapse rate) के अनुसार ऊंचाई के साथ तापमान में भिन्नता आती है। गैस और जल वाष्प के अणुओं द्वारा अवरक्त विकिरण (infrared radiation) फंस जाती है।[41] पृथ्वी के लिए, अगली परत समताप मंडल (stratosphere) है, जो ऊंचाई के साथ तापमान बढ़ने का क्षेत्र है, जिससे तापमान व्युत्क्रमण (temperature inversion) उत्पन्न होता है। इस क्षेत्र में 15 किमी और 35 किमी की ऊंचाई के बीच यूवी-अवशोषित करने वाली ओजोन परत होती है, जो तापमान में वृद्धि के लिए जिम्मेदार है।[45] इस क्षेत्र में ऊर्जा परिवहन विकिरण प्रक्रियाओं के माध्यम से होता है।[41] ओजोन की एक महत्वपूर्ण परत उत्पन्न करने वाले ऑक्सीजन युक्त वायुमंडल के अभाव में, न तो मंगल और न ही शुक्र में समताप मंडल होता है।[45]

क्षोभमंडल-समताप मंडल से ऊपर, वायुमंडल की अगली परत को मध्यमंडल (mesosphere) कहा जाता है। इस क्षेत्र में, जल वाष्प और कार्बन डाइऑक्साइड एक हीट सिंक के रूप में कार्य करते हैं जो अवरक्त में ऊर्जा को विकीर्ण करते हैं। परिणामस्वरूप, मध्यमंडल का तापमान ऊंचाई के साथ घटता जाता है, और शीर्ष पर वायुमंडल की सबसे ठंडी परत तक पहुंच जाता है।[47] शुक्र और मंगल दोनों में मध्यमंडल में एक ऐसा ऊंचाई का दायरा होता है जहां तापमान लगभग समतापीय (isothermal) होता है; मंगल के लिए यह 120 किमी से ऊपर है, जबकि शुक्र के लिए यह 63 और 75 किमी की ऊंचाई के बीच है।[45]

वायुमंडल के निचले क्षेत्रों में, विक्षुब्ध मिश्रण (turbulent mixing) के कारण वायुमंडलीय घटक समान रूप से वितरित होते हैं। होमोपॉज (homopause) नामक संक्रमण परत के ऊपर, आणविक विसरण (diffusion) का प्रभाव होता है। इसके परिणामस्वरूप परमाणु भार के आधार पर घटकों का विसरित पृथक्करण होता है; यानी, कम द्रव्यमान वाले घटक ऊपर की ओर विसरित होते हैं जबकि अधिक द्रव्यमान वाले अणु नीचे की ओर रह जाते हैं। होमोपॉज पृथ्वी के लिए 100 ± - km, मंगल के लिए 115 ± - km, और शुक्र के लिए 135 ± - km की ऊंचाई पर है।[48]

मध्यमंडल के परे वायुमंडल का एक क्षेत्र है जिसे तापमंडल (thermosphere) कहा जाता है जो सूर्य से एक्स-रे और अत्यधिक यूवी (extreme UV) को अवशोषित करता है, जिससे ऊंचाई के साथ तापमान बढ़ता है। इस परत के थर्मल गुण दैनिक रूप से और सौर गतिविधि चक्रों के साथ बदलते हैं।[47] जमीन से लेकर तापमंडल तक के वायुमंडलीय क्षेत्र को बारोमंडल (barosphere) कहा जाता है, क्योंकि इसमें हर जगह बैरोमीटर का नियम लागू होता है।[49]

ग्रहीय वायुमंडल की सबसे बाहरी परत को बहिर्मंडल (exosphere) कहा जाता है। यहां, इस ऊंचाई पर वायु दाब इतना कम होता है कि अणुओं की टक्करों के बीच तय की जाने वाली दूरी, यानी माध्य मुक्त पथ (mean free path), वायुमंडलीय स्केल हाइट से अधिक होती है। इस क्षेत्र में, थर्मल वेग वाले कम द्रव्यमान वाले घटक जो पलायन वेग से अधिक होते हैं, अंतरिक्ष में पलायन कर सकते हैं। पृथ्वी के लिए, बहिर्मंडल 500 किमी की ऊंचाई पर है, जबकि शुक्र और मंगल के लिए यह लगभग 210 किमी है।[50] पृथ्वी पर, बहिर्मंडल लगभग 10,000 किमी तक फैला हुआ है, जहां यह पृथ्वी के चुंबकंडल (magnetosphere) के साथ संपर्क करता है।

इन तीनों ग्रहों में आयनमंडल (ionosphere) होता है, जो ऊपरी वायुमंडल का एक आयनित क्षेत्र है। मंगल और शुक्र के आयनमंडल सतह के अधिक करीब हैं और पृथ्वी की तुलना में कम घने हैं।[51] दिन के समय ग्रहीय सतह से कम दूरी पर पृथ्वी के आयनमंडल का घनत्व अधिक होता है और रात के समय आयनमंडल के ऊपर उठने पर यह घट जाता है, जिससे रेडियो आवृत्तियों की एक बड़ी श्रृंखला अधिक दूरी तय करने में सक्षम होती है।

गैस दानव (Gas giants)

गैस दानव मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम से बने होते हैं जिनमें अन्य तत्वों के निशान होते हैं, जिससे ग्रहों का स्थूल घनत्व (bulk density) कम होता है। बाहरी वायुमंडल में देखे जाने वाले कई अणु हाइड्राइड हैं, और इनमें से अधिकांश (H2O और H2S को छोड़कर) बृहस्पति और शनि के समताप मंडल में सौर यूवी द्वारा प्रकाश रासायनिक रूप से (photochemically) नष्ट हो जाते हैं। ये रासायनिक यौगिक वायुमंडल के गर्म, निचले क्षेत्रों के भीतर थर्मो-केमिकल (ऊष्म-रासायनिक) प्रतिक्रियाओं द्वारा फिर से बन जाते हैं।[52] अत्यधिक अपचयी वायुमंडल (reducing atmosphere) द्वारा जटिल कार्बनिक यौगिकों को वापस मीथेन में पुनर्चक्रित किया जाता है।[53] सूर्य से उनकी दूरी के साथ संयुक्त इन ग्रहों का उच्च गुरुत्वाकर्षण का अर्थ है कि उनके बहिर्मंडल से द्रव्यमान की हानि नगण्य है, इसलिए वे बंद प्रणालियों (closed systems) का निर्माण करते हैं।[54]

गैस दानव ग्रहों की एक सामान्य विशेषता बादल की परतें हैं जो वहां बनती हैं जहां तापमान और दाब का संयोजन किसी विशेष वाष्पशील (volatile) को संघनित करने के लिए उपयुक्त होता है। बृहस्पति और शनि के लिए, सबसे बाहरी बादल परत अमोनिया (NH3) के बर्फ के कणों से बनी होती है, जिसमें अमोनियम हाइड्रॉक्साइड (NH4SH) की एक अंतर्निहित परत होती है, और फिर पानी के बादलों (H2O) की एक गहरी परत होती है। यूरेनस और नेपच्यून के लिए, शीर्ष परत बर्फ के कणों की एक मीथेन (CH4) परत होती है, जिसके बाद बृहस्पति और शनि जैसी ही बादल परतें होती हैं। यूरेनस और नेपच्यून के लिए एक अंतर यह है कि हाइड्रोजन सल्फाइड (H2S) संघनित अमोनिया के समान स्तर पर मिश्रित होता है।[55] ये बादल परतें ऑप्टिकल रूप से घनी होती हैं, जो सभी तरंग दैर्ध्य पर प्रकाश को अवशोषित करती हैं। इसका परिणाम बाहरी वायुमंडल के लिए एक उथली स्केल हाइट है।[43] चारों गैस दानव पानी के बादलों में बिजली चमकने (lightning) की गतिविधि का अनुभव करते हैं, और यह आम तौर पर स्थलीय बिजली की तुलना में बहुत अधिक शक्तिशाली होती है। बृहस्पति पर बिजली चमकने की पुष्टि की गई है, लेकिन इसकी गहराई के कारण संभवतः शनि, यूरेनस या नेपच्यून पर इसे ऑप्टिकल रूप से नहीं देखा गया है।[55]

सभी गैस दानवों के पास आंतरिक ऊष्मा स्रोत होते हैं और वे सूर्य से प्राप्त होने वाली ऊष्मा की तुलना में अधिक ऊष्मा विकीर्ण करते हैं।[56][57] बृहस्पति और शनि के आंतरिक भागों के मॉडल यह सुझाव देते हैं कि एक निश्चित गहराई पर हाइड्रोजन बर्फ के साथ मिश्रित धात्विक हाइड्रोजन तरल में चरण परिवर्तन (phase change) से गुजरती है। अधिक भारी तत्वों का संभवतः एक विसरित या ठोस कोर होता है। यूरेनस और नेपच्यून के लिए, कोई धात्विक हाइड्रोजन नहीं है; इसके बजाय बर्फ की आंतरिक परतें हैं, जो इन दुनिया को बर्फ दानव (ice giants) की उप-श्रेणी में रखती हैं। पर्याप्त गहराई पर, बर्फ एक अतिसंक्रांत तरल (supercritical fluid) में बदल सकती है।[53]

सौर मंडल के भीतर, गैस दानव ग्रह हिमांशु रेखा (frost line) के परे बने थे, जहां युवा सूर्य से तापमान वाष्पशील पदार्थों को ठोस कणों में संघनित करने के लिए पर्याप्त रूप से कम था। कुछ तारा प्रणालियों में, प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क (आदिग्रहीय डिस्क) में गतिक प्रक्रियाएं एक गैस दानव को केंद्रीय तारे के बहुत करीब जाने के लिए प्रेरित कर सकती हैं, जिससे एक गर्म बृहस्पति (hot Jupiter) का निर्माण होता है। इसका एक प्रोटोटाइप उदाहरण 51 पेगासी बी (51 Pegasi b) है। गुरुत्वाकर्षण अन्योन्यक्रिया के माध्यम से, ग्रह की कक्षा गोलाकार हो जाती है और यह तारे के सामने एक तरफ लगातार मुंह किए हुए तुल्यकालिक घूर्णन में ज्वारिय रूप से आबद्ध (tidally locked) हो जाती है। गर्म हिस्सा सूज जाता है, और उच्च गति की हवाएं ग्रह के चारों ओर तापीय ऊर्जा वितरित करती हैं। अंततः तारे के गुरुत्वाकर्षण द्वारा वायुमंडल को छीना जा सकता है, जिससे पीछे एक सुपर-अर्थ (सुपर पृथ्वी) बच जाती है।[58]

गैस दानवों के ऊपरी द्रव्यमान चरम पर वस्तुओं का एक वर्ग है जिसे भूरा बौना (brown dwarf) कहा जाता है। भूरे बौने को गैस दानव से कैसे अलग किया जाए, इस पर कोई सार्वभौमिक सहमति नहीं है, हालांकि आमतौर पर इस्तेमाल किया जाने वाला मानदंड बृहस्पति के द्रव्यमान से लगभग 13 गुना अधिक द्रव्यमान पर ड्यूटीरियम संलयन (Deuterium fusion) करने की क्षमता है।[59] एक बार भूरे बौने का प्रारंभिक ड्यूटीरियम जलने का चरण समाप्त हो जाने के बाद, ऊष्मा का आंतरिक भंडार धीरे-धीरे सतह पर पहुंचता है और फिर समय के साथ विकीर्ण हो जाता है। कोर के चारों ओर संवहन होता है, और यदि भूरा बौना किसी नजदीकी तारे से ऊर्जा प्राप्त कर रहा है तो संभवतः सतह पर भी होता है। विकिरण ऊर्जा का स्थानांतरण भूरे बौने के शेष भाग में होता है। रसायन विज्ञान पूरे वायुमंडल में हो सकता है, जो रासायनिक प्रजातियों के आधार पर, विकिरण ऊर्जा स्थानांतरण के लिए अपारदर्शिता (opacity) को बदल सकता है। गैस दानवों की तरह, भूरे बौने के ठंडे बाहरी क्षेत्रों में, कुछ अणु बादल बनाने के लिए संघनित हो सकते हैं।[60]

परिसंचरण (Circulation)

মূল নিবন্ধ: Atmospheric circulation

वायुमंडल का परिसंचरण तापीय अंतर के कारण होता है जब संवहन थर्मल विकिरण की तुलना में ऊष्मा का अधिक कुशल वाहक बन जाता है। उन ग्रहों पर जहां प्राथमिक ताप स्रोत सौर विकिरण है, उष्णकटिबंधीय क्षेत्रों में अतिरिक्त ऊष्मा उच्च अक्षांशों पर पहुंचाई जाती है।[61] जब कोई ग्रह आंतरिक रूप से काफी मात्रा में ऊष्मा उत्पन्न करता है, जैसा कि बृहस्पति के मामले में है, तो वायुमंडल में संवहन उच्च तापमान वाले आंतरिक भाग से तापीय ऊर्जा को सतह तक पहुंचा सकता है।[62]

पृथ्वी, मंगल और शुक्र का तापीय रूप से चालित मेरेडियोनल परिसंचरण (meridional circulation) हैडली सेल (Hadley cell) द्वारा हावी होता है। यह ग्रह के सबसे गर्म क्षेत्र में ऊपर उठने वाली हवा और ठंडे होने पर नीचे उतरने वाली हवा से बनता है। हालांकि, तीनों ग्रहों के बीच परिसंचरण पैटर्न में महत्वपूर्ण अंतर हैं। शुक्र के लिए, शुक्र के निचले वायुमंडल में दो सममित भूमध्य रेखा से लगभग ध्रुव परिसंचरण सेल हैं, जिसमें एक उच्च ऊंचाई वाला उप-सौर से प्रति-सौर (sub-solar to anti-solar) परिसंचरण सेल है। पृथ्वी पर, भूमध्य रेखा के दोनों ओर हैडली सेल मौजूद हैं, लेकिन ग्रह की तिर्यकता (obliquity) के कारण ये मौसमी रूप से बदलते हैं। मंगल इस संबंध में पृथ्वी के समान है, लेकिन अपने पतले वायुमंडल के कारण यह अधिक मौसमीता प्रदर्शित करता है। विषुव (equinox) के दौरान इसमें दो हैडली सेल होते हैं, लेकिन संक्रांति (solstice) पर एक ही सेल होता है।[63][64]

पृथ्वी में कई प्रति-घूर्णन (counter-rotating) संवहन सेल हैं, जिसमें भूमध्य रेखा के दोनों ओर हैडली सेल, मध्य-अक्षांशों के साथ एक मध्यवर्ती फेरेल सेल (Ferrel cell), और प्रत्येक ध्रुव पर ध्रुवीय सेल शामिल हैं। ग्रह का घूर्णन एक कोरिऑलिस बल उत्पन्न करता है जो उत्तर-दक्षिण संवहन प्रवाह में वक्रता (curvature) पैदा करता है। जैसे-जैसे हवा किसी ध्रुव की ओर बढ़ती है, अक्षांशीय प्रवाह स्थिर रहता है लेकिन ग्रह को घेरने के लिए आवश्यक दूरी छोटी हो जाती है, जिससे सतह के साथ एक घुमावदार पथ बनता है। ये प्रवाह ग्रह की सतह पर प्रचलित हवाओं (prevailing winds) का निर्माण करते हैं। भूमध्य रेखा के पास, हवा का प्रवाह व्यापारिक हवाओं (trade winds) का निर्माण करता है जो पूर्व से पश्चिम की ओर बहती हैं। मध्य-अक्षांशों पर, पछुआ हवाएं (westerlies) संयुक्त राज्य अमेरिका और यूरोप में पश्चिम से हवा का प्रवाह लाती हैं। अंततः, ध्रुवीय पूर्वी हवाएं (polar easterlies) ध्रुवीय हवा को पूर्व से पश्चिम की ओर ले जाती हैं।[61]

बृहस्पति और शनि दोनों बैंडेड बादल संरचनाएं प्रदर्शित करते हैं। ये अक्षांशीय रेखाओं का पालन करने वाले क्षीय प्रवाह (zonal flows) के रूप में जानी जाने वाली वैकल्पिक जेट धाराओं से जुड़ी हैं। बैंड दिशा में वैकल्पिक होते हैं, जिसमें भूमध्यरेखीय जेट बृहस्पति पर 150 km/s और शनि पर 300 km/s की गति से पूर्व की ओर बढ़ता है। यह स्पष्ट नहीं है कि ये प्रवाह बादलों के आसपास की उथली परतों में होते हैं, या वायुमंडल में बहुत गहरे तक फैलते हैं।[65] नेपच्यून के अवलोकन एक समान क्षेत्रीय प्रवाह संरचना दिखाते हैं। यह ग्रह सौर मंडल में विभेदक घूर्णन (differential rotation) की सबसे बड़ी श्रृंखला प्रदर्शित करता है।[66]

पलायन (Escape)

মূল নিবন্ধ: Atmospheric escape ग्रहों के बीच सतह गुरुत्वाकर्षण (surface gravity) काफी भिन्न होता है। उदाहरण के लिए, विशाल ग्रह बृहस्पति का बड़ा गुरुत्वाकर्षण बल हल्की गैसों जैसे हाइड्रोजन और हीलियम को रोक कर रखता है, जो कम गुरुत्वाकर्षण वाले पिंडों से पलायन कर जाती हैं। दूसरा, सूर्य से दूरी उस ऊर्जा को निर्धारित करती है जो वायुमंडलीय गैस को गर्म करने के लिए उपलब्ध होती है, यहाँ तक कि उसके अणुओं की एक निश्चित मात्रा की तापीय गति (thermal motion) ग्रह के पलायन वेग (escape velocity) से अधिक हो जाती है, जिससे वे ग्रह के गुरुत्वाकर्षण खिंचाव से बाहर निकल जाती हैं। इस प्रकार, दूर स्थित और ठंडे टाइटन, ट्रिटॉन और प्लूटो, अपने अपेक्षाकृत कम गुरुत्वाकर्षण के बावजूद अपने मूल वायुमंडल के घटकों को बनाए रखने में सक्षम हैं।[67]

चूँकि गैस के अणुओं का एक समूह वेगों की एक विस्तृत श्रृंखला पर गति कर रहा हो सकता है, इसलिए अंतरिक्ष में गैस का धीमा रिसाव उत्पन्न करने के लिए हमेशा कुछ अणु इतने तेज़ होंगे ही। समान तापीय गतिज ऊर्जा (kinetic energy) वाले भारी अणुओं की तुलना में हल्के अणु तेज़ी से गति करते हैं, और इसलिए कम आणविक भार वाली गैसें उच्च आणविक भार वाली गैसों की तुलना में अधिक तेज़ी से नष्ट होती हैं। ऐसा माना जाता है कि शुक्र और मंगल ने अपना अधिकांश पानी तब खो दिया होगा जब सौर पराबैंगनी (ultraviolet) विकिरण द्वारा हाइड्रोजन और ऑक्सीजन में प्रकाशीय वियोजन (photodissociated) होने के बाद हाइड्रोजन पलायन कर गई। पृथ्वी का चुम्बकीय क्षेत्र इसे रोकने में मदद करता है, क्योंकि सामान्य तौर पर, सौर हवा हाइड्रोजन के पलायन को अत्यधिक बढ़ा देती है। हालाँकि, पिछले 3 अरब वर्षों में पृथ्वी ने औरोरोल (auroral) गतिविधि के कारण चुंबकीय ध्रुवीय क्षेत्रों के माध्यम से गैसों को खो दिया हो सकता है, जिसमें इसके वायुमंडलीय ऑक्सीजन का शुद्ध 2% हिस्सा भी शामिल है।[68] सबसे महत्वपूर्ण पलायन प्रक्रियाओं को ध्यान में रखते हुए, शुद्ध प्रभाव यह है कि एक आंतरिक चुंबकीय क्षेत्र किसी ग्रह को वायुमंडलीय पलायन से नहीं बचाता है और कुछ चुंबकन के लिए चुंबकीय क्षेत्र की उपस्थिति पलायन दर को बढ़ाने का काम करती है।[69]

छोटे M-प्रकार के मुख्य-अनुक्रम तारे के आसपास के ग्रह वायुमंडलीय क्षति के प्रति विशेष रूप से संवेदनशील हो सकते हैं। तारा अतिदीप्त पूर्व-मुख्य-अनुक्रम तारा (pre-main-sequence star) के रूप में एक लंबी अवधि बिताएगा, और फिर उच्च स्तर की गतिविधियों का अनुभव करेगा। मजबूत ताराकीय चुंबकीय क्षेत्र ग्रहों के मैग्निटोस्फेयर (magnetospheres) के आकार को कम करने की प्रवृत्ति रखेगा, जिससे ताराकीय वायु (stellar wind) से अधिक कटाव होगा। पुराने M-प्रकार के तारों के आसपास के ग्रह समकालिक कक्षा में ज्वारीय रूप से आबद्ध (tidally locked) हो सकते हैं, जिससे वायुमंडल अंधेरे वाले हिस्से पर स्थायी रूप से जम जाता है।[70]

अन्य तंत्र जो वायुमंडल के ह्रास का कारण बन सकते हैं, वे हैं सौर हवा-प्रेरित स्पटरिंग, प्रभाव (impact) कटाव, अपक्षय (weathering),[71] और पृथक्करण (sequestration)—जिसे कभी-कभी "फ्रीजिंग आउट" भी कहा जाता है—रेगोलिथ (regolith) और ध्रुवीय टोपियों में।[72][73] बाद वाले का एक अत्यधिक उदाहरण एक धूमकेतु है, जो एक ऐसा छोटा पिंड है जो protoplanetary disk में हिम रेखा (frost line) से परे बनता है। इन पिंडों में पानी, कार्बन डाइऑक्साइड, अमोनिया, मीथेन और फॉर्मेल्डिहाइड सहित कई प्रकार के जमे हुए वाष्पशील पदार्थ (volatiles) होते हैं। जैसे-जैसे ये पिंड सूर्य के निकट आते हैं, तापीय विकिरण वाष्पशील पदार्थों को ऊर्ध्वपातित (sublimate) होने का कारण बनता है, जिससे धूमकेतु के चारों ओर एक विसरित, धूल भरा वायुमंडल बनता है; जिसे कोमा कहा जाता है। हालाँकि, इस वायुमंडल को बनाए रखने के लिए धूमकेतु की गुरुत्वाकर्षण विभव (gravitational potential) अपर्याप्त होती है।[74]

सौर मंडल में बड़ी संख्या में ऐसे पिंड शामिल हैं जो अब व्यावहारिक रूप से वायुमंडल विहीन हैं, जैसे कि बुध और चंद्रमा। इन पिंडों में केवल एक बहिर्मंडल (exosphere) परत होती है जिसमें ऐसे कण होते हैं जो अनिवार्य रूप से टक्कर रहित होते हैं। इस पर्यावरण में, परमाणु और अणु सतह से विभिन्न माध्यमों द्वारा छोड़े जाते हैं, जिनमें कण स्पटरिंग (sputtering) और सूक्ष्म उल्कापिंड (micrometeorite) प्रभाव शामिल हैं। जब इन कणों का विमोचन वेग पलायन वेग से अधिक हो जाता है, तो वे अंतरिक्ष में खो जाते हैं। उच्च द्रव्यमान वाले कणों के सतह पर वापस लौटने की अधिक संभावना होती है, जिससे समय के साथ सतह में रासायनिक परिवर्तन होता है।[18]

भू-आकृति (Terrain)

एक स्थलीय ग्रह पर, वायुमंडल का वह हिस्सा जो सीधे जमीन के साथ संपर्क करता है, ग्रहीय सीमा परत (planetary boundary layer) के रूप में जाना जाता है। वायुमंडल का चट्टानी पिंडों की सतहों पर नाटकीय प्रभाव पड़ता है। वायु अपरदन (Wind erosion) वायुमंडल वाले चट्टानी ग्रहों की भू-आकृति को आकार देने में एक महत्वपूर्ण कारक है,[75] और समय के साथ यह क्रेटर और ज्वालामुखी दोनों के प्रभावों को मिटा सकता है। इसके अतिरिक्त, चूँकि दबाव के बिना तरल पदार्थ मौजूद नहीं हो सकते हैं, इसलिए वायुमंडल सतह पर तरल पदार्थ की उपस्थिति की अनुमति देता है, जिसके परिणामस्वरूप झीलों, नदियों और महासागरों का निर्माण होता है।[70] पृथ्वी और टाइटन की सतह पर तरल पदार्थ होने ज्ञात हैं और ग्रह मंगल पर भू-आकृति यह सुझाव देती है कि अतीत में इसकी सतह पर तरल था।

वे पिंड जिनका कोई वायुमंडल नहीं है, या जिनमें केवल एक बहिर्मंडल है, उनकी भू-आकृति क्रिटरों से ढकी होती है। वायुमंडल के बिना, ग्रह के पास उल्कापिंड (meteoroids) से कोई सुरक्षा नहीं होती है, और वे सभी उल्कापिंडों (meteorites) के रूप में सतह से टकराते हैं और क्रेटर बनाते हैं। एक महत्वपूर्ण वायुमंडल वाले ग्रहों के लिए, अधिकांश उल्कापिंड ग्रह की सतह से टकराने से पहले उल्काओं के रूप में जल जाते हैं। जब उल्कापिंड वास्तव में प्रभाव डालते हैं, तो हवा की क्रिया से इसके प्रभाव अक्सर मिट जाते हैं।[76]

अध्ययन के क्षेत्र (Fields of study)

एक ग्रहीय भूविज्ञानी के दृष्टिकोण से, वायुमंडल एक ग्रहीय सतह को आकार देने का कार्य करता है। हवा धूल और अन्य कणों को उठाती है जो भू-आकृति से टकराने पर, उच्चावच (relief) का अपरदन करते हैं और निक्षेप (deposits) छोड़ते हैं (इओलियन प्रक्रियाएँ)। तुषार (Frost) और वर्षा, जो वायुमंडलीय संरचना पर निर्भर करती हैं, उच्चावच को भी प्रभावित करती हैं। जलवायु परिवर्तन किसी ग्रह के भूवैज्ञानिक इतिहास को प्रभावित कर सकते हैं। इसके विपरीत, पृथ्वी की सतह का अध्ययन करने से अन्य ग्रहों के वायुमंडल और जलवायु की समझ प्राप्त होती है।[77]

एक मौसम विज्ञानी के लिए, पृथ्वी के वायुमंडल की संरचना जलवायु और उसके बदलावों को प्रभावित करने वाला एक कारक है।[78]

एक जीवविज्ञानी या पुराजीवविज्ञानी के लिए, पृथ्वी की वायुमंडलीय संरचना जीवन के उद्भव और उसके विकास पर गहराई से निर्भर करती है। खगोल जीव विज्ञान में, किसी एक्सोप्लैनेट के वायुमंडल की संरचना बाह्यग्रहीय जीवन की संभावनाओं के साथ घनिष्ठ रूप से जुड़ी हुई है।[79]

इन्हें भी देखें

संदर्भ

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बाहरी कड़ियाँ

स्रोत: अंग्रेज़ी विकिपीडिया के “Atmosphere” लेख का अनुवाद। मूल लेख: https://en.wikipedia.org/wiki/Atmosphere यह अनुवाद स्वचालित रूप से तैयार किया गया है।

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