Yerin hidrolojik ve atmosferik özellikleri
Canlılar için gerekli olan suyun önemi, canlılık olaylarının meydana gelmesi için gerekli olan ortamı oluşturmasından kaynaklanır.
Yerin 2/3 ü hidrosferle kaplı olmakla birlikte, yoğunluğunun küçük olması nedeniyle tüm yüzey suları, yerin toplam ağırlığının ancak % 0,5 ini oluşturur. Bu kütlenin yaklaşık %90 ı okyanus, göl ve çeşitli akarsularda sıvı halde; %2 si donmuş halde ve sadece %0.001i gaz halinde atmosferde bulunmaktadır. Yer suyunun yaklaşık % 8 i litosfer ve manto içindeki silikat ve oksitlerin hidratları şeklinde, katı halde bulunmaktadır. Muhtemelen hafifliği dolayısıyla, suyun
fazla miktarda kaybedildiği yerin oluşumu evresinde, bu metal silikat ve oksitlerinin suyun tutulmasında önemli rol oynadıkları düşünülmektedir.
Yerin ilk zamanlarında su kaybının bugünkünden fazla olması;
1) Yerin bugüne göre daha sıcak oluşu nedeniyle, çekim gücüne rağmen gaz halindeki su moleküllerinin kazandıkları hızla uzaya kaçmış olması,
2) Soğumuş halde bulunan yerde, +2 değerlikli demir bileşiklerinin (örneğin FeSO4.7H20) suyla reaksiyonu sonunda açığa çıkan oksijenin +3 değerlikli demir bileşikleri tarafından tutulabilmesine karşın, hidrojenin hafifliği nedeniyle uzaya kaçışının önlenememesi,
3) Başlangıçta ozon tabakası oluşmadığı için yer atmosferinden geçen kısa dalga boylu ultraviyole (UV) ışınlarının ( < 300 nm) yer yüzündeki suyu parçalaması sonunda, açığa çıkan oksijenin diğer bileşiklerle girdiği reaksiyonlar sonunda tutulmasına karşın, hidrojenin uzaya kaçışının engellenememesi gibi nedenlere bağlanmaktadır.
Bugün de kısa dalga boylu UV ışınlarının atmosferin üst tabakalarına kadar ulaşabilmiş olan su moleküllerini parçalamasıyla ayrışan H in uzaya kaçması mümkündür. Ancak, bu yüksekliğe çıkabilen su moleküllerinin çok az olabileceği ileri sürülmektedir.
Volkanik gazlar içinde çok az miktarda da olsa moleküler oksijenin bulunması, manto içinde hala suyun ayrışmaya devam ettiğini göstermektedir. Ancak bu miktarın azlığı, manto içinde Fe+3/Fe+2 oranının artmış olduğunu göstermektedir.
Buraya kadar anlatılan olaylar çerçevesinde, yer önemli hacimde suya sahip olmakla birlikte diğer gezegenlerde suyun niçin çok az bulunduğu önemli bir sorudur.
Uzayda Güneşe yakınlıklarına göre gezegenler, Merkür, Venüs, Yer, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün, Plüton şeklinde sıralanırlar. Bunlardan Merkür, Venüs, Yer ve uydusu Ay, Mars, Jüpiter ve uyduları Io ve Europa; yoğunlukları kaya olarak isimlendirilen yapıların meydana gelebilmesi için yeterli (d = 2,5 - 3 gr/cm3) olduğu ve yarıçapları bir gezegenin iç evrimi için gerekli olan 1000 Km. den büyük oldukları için “yersel gezegenler” olarak isimlendirilirler.
Bunlardan Merkür, küçük kütlesi nedeniyle yerçekiminin az ve yüzey sıcaklığının su kaybına neden olacak kadar yüksek olması nedeniyle; Venüs, kütlesi Yerinkine yakın olmasına karşın Güneşe daha yakın gezegen olması dolayısıyla yüzey sularını kaybettikleri düşünülmektedir. Venüs için hesaplanan (döteryum / hidrojen) oranının dünyadaki değerden 200 kat fazla olması,
Venüsün döteryumun daha hafif bir izotopu ile oluşmuş büyük miktardaki bir su kütlesini kaybettiği şeklinde yorumlanmaktadır. Ayrıca, Venüs ve Mars atmosferlerindeki moleküler oksijen eksikliğinin de su kaybında önemli role sahip olduğu düşünülmektedir. Bilindiği gibi, oksijen meydana getirdiği ozon tabakası ile UV ışınlarının yüzey sularını parçalamasını önlemekte ve serbest hidrojenle de birleşerek tekrar suyun oluşmasını sağlamaktadır. Nitekim, Mars üzerinde gözlenen kanallar bir döneme kadar bu gezegende su bulunduğunun işareti olarak kabul edilmektedir.
Güneş sisteminde yer alan gezegenlerde iç sıcaklığın önemi büyüktür. Örneğin, Jüpiter ve Satürn gibi Güneşten uzak gezegenlerin kendi iç kaynaklarından sahip oldukları ısının Güneşten aldıkları ısıdan 2 kat fazla olduğu bildirilmektedir. Ancak, yersel gezegenler için Güneşten gelen ısı belli başlı ısı kaynağıdır. Örneğin, yerin yüzey ısısı, önemli ölçüde Güneşten gelen ışınların dalga boyu ile yerden yansıyan ışınların dalga boyu arasındaki farkın karşılığıdır. Ancak, yerin yüzey sıcaklığında su ve karbon dioksidin de rolleri vardır.
Su, üç farklı fazda, buz, su ve su buharı halinde bulunabilmektedir. Buzun su haline geçebilmesi için 70 cal/gr; suyun buhar haline geçebilmesi için 540 cal/gr. gibi büyük miktarlarda ısı gerekmektedir. Bunların tersi için aynı miktarlarda ısı çevreye yayılmaktadır. Bu özelliklere sahip olan ve yerin 3/4 ünü kaplayan su yerin yüzey ısısında kısa zamanda büyük değişikliklerin meydana gelmesini engellemektedir. Suyun bir başka özelliği donunca hacminin artmasına bağlı olarak yoğunluğunun azalmasıdır. Bu özelliği nedeniyle, suyun donmasıyla meydana gelen buz katı olmasına rağmen, batmak yerine yüzer ve altta kalan suyun donmasını önler. Su bu özellikleriyle Güneşten gelen aşırı veya yetersiz ışımaya karşı yeri koruyabilmesine karşın, bu etkilerin uzun sürmesi halinde durumun daha da kötüleşmesine neden olur. Örneğin, sıcaklığın uzun süreli düşmesi geniş su yüzeylerinin donmasına ve güneşten gelen ışığın daha büyük oranda yansıtılmasına; uzun süreli ısınma ise, atmosferdeki su buharının artmasına ve atmosferde daha fazla ısının tutulmasına neden olur (sera etkisi).
Karbon di oksit de su buharı gibi sera etkisine neden olan bir gazdır. Bilindiği gibi, söz konusu etki, yere ulaşan güneş ışınlarının yansımasıyla meydana gelen uzun dalga boylu kızıl ötesi ışınların bu ve benzeri gazlar tarafından tutularak atmosfere çıkışlarının önlenmesiyle meydana gelmektedir. Ancak, karbon di oksidin yerin sıcaklığı artarken onu soğutan, sıcaklığı azalırken ısıtan bir özelliği vardır. Biyosferde karbon devri incelendiğinde, atmosferik CO2 in bitkiler tarafından organik yapılara dönüştürüldüğü ve daha sonra hayvanlara geçtiği ve tüm
canlıların solunumuyla tekrar atmosfere döndüğü görülür. Bundan ayrı olarak ve daha büyük miktarda CO2, okyanusların tabanında da CaCO3 şeklinde birikir. Atmosferik CO2 in organik ve inorganik yapılara bağlanması, yer sıcaklığının artışına bağlı olarak artmakta ve atmosfer sıcaklığı, azalan CO2 konsantrasyonu nedeniyle düşmektedir. Buna karşın, yer sıcaklığının azalması organik ve inorganik yapılara bağlanan CO2 miktarını azaltmakta ve atmosferde biriken CO2 nedeniyle atmosferin sıcaklığı artmaktadır.
Yer atmosferinde CO2 yenilenmeseydi, CO2 in CaCO3 a dönüşmesi yerin tarihi boyunca sürmeyecek, canlılık için gerekli olan organik madde yapımı gerçekleşmeyecekti. Buna karşın, okyanus yataklarında bulunan kalın kalsit (CaCO3) yataklarının sıcak olan dalma-batma kuşakları boyunca bazalt yapı ile karıştığı, bu sırada bikarbonata ve atmosfere karışan CO2 ayrıştığı düşünülmektedir.
Yer, sahip olduğu çevresel koşullarla, Güneş sistemi içinde canlılığın oluşması için en uygun gezegendir. Bugüne kadar yapılan araştırmalar, Güneş sistemi içindeki diğer gezegenlerde hayat olduğunu gösteren herhangi bir kanıt ortaya koymamıştır. Ancak, bu araştırmalardan elde edilen bulgular başka yıldızların gezegenlerinde de hayat bulunmadığının önerilmesi için yeterli değildir. Nitekim, yer bizim tanıdığımız nitelikteki hayatın oluşabilmesi için gerekli koşullara sahiptir. Evrende benzer koşullara sahip başka gezegenler olabileceği gibi, yerdekinden farklı koşullara uymuş, tanımadığımız nitelikte bir canlılığın sürdüğü gezegenlerin de bulunabileceği düşünülmelidir.
Evrim
-
Evrim nedir? Evrim süreci nasıl işler?
-
Atların Evriminde Parmaklar ve Toynak...
-
Mikro evrim nedir
-
Yumuşakçaların evrimi
-
Bitki Evrimi 5/5: Çayır İmparatorluğu
-
Bitki Evrimi 4/5: Çiçeklerin ve Tohumların Öyküsü
-
Evrim düşüncesinin tarihi
-
Bitki Evrimi 3/5: Kömür Çağı
-
Bitki Evrimi 2/5: Ormanların Doğuşu
-
Bitki Evrimi 1/5: Karaya İlk Çıkanlar
-
Mutasyon, Evrimsel Sürecin Hammaddesidir!
-
Evogram Nedir ?
-
Yeni Genetik Kombinasyonların Oluşumu ve Evrimin Türleri Değiştirme Mekanizması
-
Evrim'i Tetikleyen Mekanizmalar Nelerdir?
-
Darwin ve Doğal Seleksiyon