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[[बाह्य वायुमंडल]] 85 किमी की ऊंचाई से 690 किमी पर [[बहिर्मंडल]] के बेस तक फैला हुआ है और इसमें [[योण क्षेत्र]] सम्मलित है, जहां सौर विकिरण वायुमंडल को आयनित करता है। आयनमंडल का घनत्व दिन के समय ग्रह की सतह से कम दूरी पर अधिक होता है और रात के समय आयनमंडल के ऊपर उठने के साथ घटता है, जिससे अधिक दूरी की यात्रा करने के लिए रेडियो आवृत्तियों की एक बड़ी रेंज की अनुमति मिलती है। इसके अतिरिक्त , थर्मोस्फीयर में स्थित कर्मन रेखा 100 किमी पर है, जो बाहरी अंतरिक्ष और पृथ्वी के वायुमंडल के बीच की सीमा है। | [[बाह्य वायुमंडल]] 85 किमी की ऊंचाई से 690 किमी पर [[बहिर्मंडल]] के बेस तक फैला हुआ है और इसमें [[योण क्षेत्र]] सम्मलित है, जहां सौर विकिरण वायुमंडल को आयनित करता है। आयनमंडल का घनत्व दिन के समय ग्रह की सतह से कम दूरी पर अधिक होता है और रात के समय आयनमंडल के ऊपर उठने के साथ घटता है, जिससे अधिक दूरी की यात्रा करने के लिए रेडियो आवृत्तियों की एक बड़ी रेंज की अनुमति मिलती है। इसके अतिरिक्त , थर्मोस्फीयर में स्थित कर्मन रेखा 100 किमी पर है, जो बाहरी अंतरिक्ष और पृथ्वी के वायुमंडल के बीच की सीमा है। | ||
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ग्रहों के बीच [[भूतल गुरुत्वाकर्षण]] | ग्रहों के बीच [[भूतल गुरुत्वाकर्षण]] बहुत भिन्न होता है। उदाहरण के लिए, विशाल ग्रह बृहस्पति का बड़ा गुरुत्वाकर्षण बल [[हाइड्रोजन]] और [[हीलियम]] जैसी हल्की गैसों को बनाए रखता है जो कम गुरुत्वाकर्षण वाली वस्तुओं से बच जाती हैं। दूसरे, सूर्य से दूरी उस बिंदु तक वायुमंडलीय गैस को गर्म करने के लिए उपलब्ध ऊर्जा को निर्धारित करती है जहां इसके अणुओं की [[तापीय गति]] का कुछ अंश ग्रह के पलायन वेग से अधिक हो जाता है, जिससे वे ग्रह के गुरुत्वाकर्षण पकड़ से बच जाते हैं। इस प्रकार दूर और ठंडे टाइटन (चंद्रमा), ट्राइटन (चंद्रमा), और प्लूटो अपेक्षाकृत कम गुरुत्वाकर्षण के बावजूद अपने वायुमंडल को बनाए रखने में सक्षम हैं। | ||
चूंकि गैस के अणुओं का एक संग्रह वेगों की एक विस्तृत श्रृंखला में गतिमान हो सकता है, अंतरिक्ष में गैस के धीमे रिसाव का उत्पादन करने के लिए हमेशा कुछ तेज़ पर्याप्त होगा। हल्के अणु समान ऊष्मीय [[गतिज ऊर्जा]] वाले भारी अणुओं की तुलना में तेजी से चलते हैं, और इसलिए कम आणविक भार वाली गैसें उच्च आणविक भार की तुलना में अधिक तेजी से खो जाती हैं। ऐसा माना जाता है कि सौर पराबैंगनी विकिरण द्वारा हाइड्रोजन और ऑक्सीजन में [[Photodissociation]] होने के बाद, जब हाइड्रोजन बच गया, तब शुक्र और मंगल ने अपना अधिकांश पानी खो दिया होगा। पृथ्वी का चुंबकीय क्षेत्र इसे रोकने में मदद करता है, क्योंकि, सामान्य रूप से, सौर हवा हाइड्रोजन के पलायन को | चूंकि गैस के अणुओं का एक संग्रह वेगों की एक विस्तृत श्रृंखला में गतिमान हो सकता है, अंतरिक्ष में गैस के धीमे रिसाव का उत्पादन करने के लिए हमेशा कुछ तेज़ पर्याप्त होगा। हल्के अणु समान ऊष्मीय [[गतिज ऊर्जा]] वाले भारी अणुओं की तुलना में तेजी से चलते हैं, और इसलिए कम आणविक भार वाली गैसें उच्च आणविक भार की तुलना में अधिक तेजी से खो जाती हैं। ऐसा माना जाता है कि सौर पराबैंगनी विकिरण द्वारा हाइड्रोजन और ऑक्सीजन में [[Photodissociation]] होने के बाद, जब हाइड्रोजन बच गया, तब शुक्र और मंगल ने अपना अधिकांश पानी खो दिया होगा। पृथ्वी का चुंबकीय क्षेत्र इसे रोकने में मदद करता है, क्योंकि, सामान्य रूप से, सौर हवा हाइड्रोजन के पलायन को अत्यधिक बढ़ाएगी। चूंकि , पिछले 3 अरब वर्षों में पृथ्वी ने ध्रुवीय गतिविधि के कारण चुंबकीय ध्रुवीय क्षेत्रों के माध्यम से गैसों को खो दिया है, जिसमें इसके वायुमंडलीय ऑक्सीजन का शुद्ध 2% भी सम्मलित है।<ref>{{cite journal | author1=Seki, K. | author2=Elphic, R. C. | author3=Hirahara, M. | author4=Terasawa, T. | author5=Mukai, T. | title=On Atmospheric Loss of Oxygen Ions from Earth Through Magnetospheric Processes | journal=Science | year=2001 | volume=291 | issue=5510 | pages=1939–1941 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/291/5510/1939 | access-date=2007-03-07 | doi=10.1126/science.1058913 | pmid=11239148 | bibcode=2001Sci...291.1939S |url-status = live| archive-url=https://web.archive.org/web/20071001091045/http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/291/5510/1939 | archive-date=2007-10-01 | citeseerx=10.1.1.471.2226 | s2cid=17644371 }}</ref> शुद्ध प्रभाव, सबसे महत्वपूर्ण पलायन प्रक्रियाओं को ध्यान में रखते हुए, यह है कि एक आंतरिक चुंबकीय क्षेत्र किसी ग्रह को वायुमंडलीय पलायन से नहीं बचाता है और यह कि कुछ चुंबकीयकरणों के लिए चुंबकीय क्षेत्र की उपस्थिति पलायन दर को बढ़ाने के लिए काम करती है।<ref name="Gunell et al., 2018">{{cite journal |last1=Gunell |first1=H. |last2=Maggiolo |first2=R. |last3=Nilsson |first3=H. |last4=Stenberg Wieser |first4=G. |last5=Slapak |first5=R. |last6=Lindkvist |first6=J. |last7=Hamrin |first7=M. |last8=De Keyser |first8=J. |year=2018 |title=Why an intrinsic magnetic field does not protect a planet against atmospheric escape |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=614 |pages=L3 |doi=10.1051/0004-6361/201832934 |bibcode = 2018A&A...614L...3G |doi-access=free }}</ref> | ||
अन्य तंत्र जो [[वायुमंडलीय पलायन]] का कारण बन सकते हैं, वे हैं सौर वायु-प्रेरित स्पटरिंग, [[प्रभाव घटना]] क्षरण, [[अपक्षय]], और सीक्वेस्ट्रेशन - जिसे कभी-कभी [[regolith]] और [[पोलर आइस कैप]] में फ्रीजिंग आउट कहा जाता है। | अन्य तंत्र जो [[वायुमंडलीय पलायन]] का कारण बन सकते हैं, वे हैं सौर वायु-प्रेरित स्पटरिंग, [[प्रभाव घटना]] क्षरण, [[अपक्षय]], और सीक्वेस्ट्रेशन - जिसे कभी-कभी [[regolith]] और [[पोलर आइस कैप]] में फ्रीजिंग आउट कहा जाता है। | ||
Revision as of 23:27, 1 February 2023
माहौल (from Ancient Greek ἀτμός (atmós) 'vapour, steam', and σφαῖρα (sphaîra) 'sphere')[1] गैस की एक परत या गैसों की परतें हैं जो एक ग्रह को ढकती हैं, और ग्रहों के शरीर के गुरुत्वाकर्षण द्वारा जगह में रखी जाती हैं। जब गुरुत्वाकर्षण अधिक होता है और वातावरण का तापमान कम होता है तो एक ग्रह वातावरण को बनाए रखता है। एक तारकीय वातावरण एक तारे का बाहरी क्षेत्र होता है, जिसमें अपारदर्शिता (ऑप्टिक्स) प्रकाशमंडल के ऊपर की परतें सम्मलित होती हैं; कम तापमान वाले तारों के बाहरी वातावरण में मिश्रित अणु हो सकते हैं।
पृथ्वी का वातावरण नाइट्रोजन (78%), ऑक्सीजन (21%), आर्गन (0.9%), पृथ्वी के वायुमंडल में कार्बन डाइऑक्साइड (0.04%) और ट्रेस गैसों से बना है।[2] अधिकांश जीव श्वसन (फिजियोलॉजी) के लिए ऑक्सीजन का उपयोग करते हैं; बिजली और बैक्टीरिया अमोनिया का उत्पादन करने के लिए नाइट्रोजन निर्धारण करते हैं जिसका उपयोग न्यूक्लियोटाइड और अमीनो अम्ल बनाने के लिए किया जाता है; पौधे, शैवाल और साइनोबैक्टीरीया प्रकाश संश्लेषण के लिए कार्बन डाइऑक्साइड का उपयोग करते हैं। वातावरण की स्तरित संरचना जीवों को आनुवंशिक क्षति से बचाने के लिए सूर्य के प्रकाश, पराबैंगनी विकिरण, सौर हवा और ब्रह्मांडीय किरणों के हानिकारक प्रभावों को कम करती है। पृथ्वी के वायुमंडल की वर्तमान संरचना जीवित जीवों द्वारा अरबों वर्षों के जीवाश्मीय वातावरण के जैव रासायनिक संशोधन का उत्पाद है। वातावरण का विकास
रचना
वातावरण की प्रारंभिक गैसीय संरचना स्थानीय सौर निहारिका के रसायन और तापमान से निर्धारित होती है जिससे एक ग्रह बनता है, और बाद में वातावरण के आंतरिक भाग से कुछ गैसों का पलायन होता है। ग्रहों का मूल वातावरण गैसों की एक घूर्णन डिस्क से उत्पन्न हुआ, जो अपने आप ढह गई और फिर गैस और पदार्थ के अंतरिक्षीय छल्लों की एक श्रृंखला में विभाजित हो गई, जो बाद में संघनित होकर सौर मंडल के ग्रह बन गए। शुक्र और मंगल ग्रह का वातावरण मुख्य रूप से कार्बन डाइऑक्साइड और नाइट्रोजन, आर्गन और ऑक्सीजन से बना है।[3] पृथ्वी के वायुमंडल की संरचना जीवन के उप-उत्पादों द्वारा निर्धारित की जाती है जो इसे बनाए रखती है। पृथ्वी के वायुमंडल से शुष्क हवा (गैसों का मिश्रण) | पृथ्वी के वायुमंडल में 78.08% नाइट्रोजन, 20.95% ऑक्सीजन, 0.93% आर्गन, 0.04% कार्बन डाइऑक्साइड, और हाइड्रोजन, हीलियम, और अन्य महान गैसों (मात्रा के अनुसार) के निशान होते हैं, लेकिन सामान्यतः समुद्र तल पर औसतन लगभग 1% जल वाष्प की एक परिवर्तनीय मात्रा भी उपस्थित है।[4] सौर मंडल के विशाल ग्रहों-बृहस्पति, शनि, अरुण ग्रह और नेप्च्यून के कम तापमान और उच्च गुरुत्वाकर्षण-उन्हें कम आणविक द्रव्यमान वाले गैसों को आसानी से बनाए रखने की अनुमति देते हैं। इन ग्रहों में हाइड्रोजन-हीलियम वायुमंडल हैं, जिनमें अधिक जटिल यौगिकों की ट्रेस मात्रा है।
बाहरी ग्रहों के दो उपग्रहों में महत्वपूर्ण वायुमंडल है। टाइटन (चंद्रमा), शनि का एक चंद्रमा, और ट्राइटन (चंद्रमा), नेपच्यून का एक चंद्रमा, मुख्य रूप से नाइट्रोजन का वातावरण है। जब अपनी कक्षा के सूर्य के निकटतम भाग में, प्लूटो में ट्राइटन के समान नाइट्रोजन और मीथेन का वातावरण होता है, लेकिन सूर्य से दूर होने पर ये गैसें जम जाती हैं।
सौर मंडल के भीतर अन्य पिंडों में अत्यंत पतला वातावरण है जो संतुलन में नहीं है। इनमें चंद्रमा (सोडियम गैस), मरकरी (ग्रह) (सोडियम गैस), यूरोपा (चंद्रमा) (ऑक्सीजन), आयो (चंद्रमा) (गंधक) और एन्सेलेडस (चंद्रमा)चंद्रमा) (जल वाष्प) सम्मलित हैं।
पहला एक्सोप्लैनेट जिसकी वायुमंडलीय संरचना निर्धारित की गई थी, हद 209458 बी है, एक गैस विशाल है जिसकी कक्षा पेगासस (नक्षत्र) में एक तारे के चारों ओर एक करीबी कक्षा है। इसका वातावरण 1,000 K से अधिक तापमान तक गर्म होता है, और लगातार अंतरिक्ष में जा रहा है। ग्रह के बढ़े हुए वातावरण में हाइड्रोजन, ऑक्सीजन, कार्बन और सल्फर का पता चला है।[5]
वायुमंडल की संरचना
पृथ्वी
पृथ्वी का वातावरण विभिन्न गुणों वाली परतों से बना है, जैसे विशिष्ट गैसीय संरचना, तापमान और दबाव।
क्षोभमंडल वायुमंडल की सबसे निचली परत है। यह ग्रह की सतह से समताप मंडल के तल तक फैली हुई है। क्षोभमंडल में वायुमंडल का 75-80 प्रतिशत द्रव्यमान होता है,[6] और वायुमंडलीय परत है जिसमें मौसम घटित होता है; क्षोभमंडल की ऊंचाई भूमध्य रेखा पर 17km और ध्रुवों पर 7.0km के बीच भिन्न होती है।
समताप मंडल क्षोभमंडल के शीर्ष से मीसोस्फीयर के तल तक फैला हुआ है, और इसमें ओजोन परत 15 किमी और 35 किमी के बीच की ऊंचाई पर है। यह वायुमंडलीय परत है जो पृथ्वी को सूर्य से प्राप्त होने वाले अधिकांश पराबैंगनी विकिरण को अवशोषित करती है।
मेसोस्फीयर 50 किमी से 85 किमी तक है, और वह परत है जिसमें अधिकांश उल्काएं सतह पर पहुंचने से पहले भस्म हो जाती हैं।
बाह्य वायुमंडल 85 किमी की ऊंचाई से 690 किमी पर बहिर्मंडल के बेस तक फैला हुआ है और इसमें योण क्षेत्र सम्मलित है, जहां सौर विकिरण वायुमंडल को आयनित करता है। आयनमंडल का घनत्व दिन के समय ग्रह की सतह से कम दूरी पर अधिक होता है और रात के समय आयनमंडल के ऊपर उठने के साथ घटता है, जिससे अधिक दूरी की यात्रा करने के लिए रेडियो आवृत्तियों की एक बड़ी रेंज की अनुमति मिलती है। इसके अतिरिक्त , थर्मोस्फीयर में स्थित कर्मन रेखा 100 किमी पर है, जो बाहरी अंतरिक्ष और पृथ्वी के वायुमंडल के बीच की सीमा है।
एक्सोस्फीयर सतह से 690 से 1,000 किमी पर प्रारंभ होता है, और लगभग 10,000 किमी तक फैला होता है, जहां यह पृथ्वी के चुंबकमंडल के साथ इंटरैक्ट करता है।
दबाव
वायुमंडलीय दबाव ग्रह की सतह के एक इकाई-क्षेत्र के लंबवत बल (प्रति इकाई-क्षेत्र) है, जैसा कि वायुमंडलीय गैसों के ऊर्ध्वाधर स्तंभ के वजन से निर्धारित होता है। उक्त वायुमंडलीय मॉडल में, वायुमंडलीय दबाव, गैस के द्रव्यमान का वजन, बैरोमीटर माप के बिंदु के ऊपर गैस के घटते द्रव्यमान के कारण उच्च ऊंचाई पर घटता है। वायुदाब की इकाइयाँ वायुमंडल (यूनिट) (एटीएम) पर आधारित होती हैं, जो 101.325 पास्कल (यूनिट) (760 तोर, या 14.696 पाउंड प्रति वर्ग इंच (पीएसआई) है। वह ऊँचाई जिस पर वायुमंडलीय दबाव ई के एक कारक से घटता है। (गणितीय स्थिरांक) (2.71828 के बराबर एक अपरिमेय संख्या) को स्केल ऊंचाई (H) कहा जाता है। समान तापमान के वातावरण के लिए, स्केल की ऊंचाई वायुमंडलीय तापमान के समानुपाती होती है, और औसत आणविक द्रव्यमान के उत्पाद के व्युत्क्रमानुपाती होती है शुष्क हवा, और बैरोमीटर के माप के बिंदु पर गुरुत्वाकर्षण का स्थानीय त्वरण।
पलायन
ग्रहों के बीच भूतल गुरुत्वाकर्षण बहुत भिन्न होता है। उदाहरण के लिए, विशाल ग्रह बृहस्पति का बड़ा गुरुत्वाकर्षण बल हाइड्रोजन और हीलियम जैसी हल्की गैसों को बनाए रखता है जो कम गुरुत्वाकर्षण वाली वस्तुओं से बच जाती हैं। दूसरे, सूर्य से दूरी उस बिंदु तक वायुमंडलीय गैस को गर्म करने के लिए उपलब्ध ऊर्जा को निर्धारित करती है जहां इसके अणुओं की तापीय गति का कुछ अंश ग्रह के पलायन वेग से अधिक हो जाता है, जिससे वे ग्रह के गुरुत्वाकर्षण पकड़ से बच जाते हैं। इस प्रकार दूर और ठंडे टाइटन (चंद्रमा), ट्राइटन (चंद्रमा), और प्लूटो अपेक्षाकृत कम गुरुत्वाकर्षण के बावजूद अपने वायुमंडल को बनाए रखने में सक्षम हैं।
चूंकि गैस के अणुओं का एक संग्रह वेगों की एक विस्तृत श्रृंखला में गतिमान हो सकता है, अंतरिक्ष में गैस के धीमे रिसाव का उत्पादन करने के लिए हमेशा कुछ तेज़ पर्याप्त होगा। हल्के अणु समान ऊष्मीय गतिज ऊर्जा वाले भारी अणुओं की तुलना में तेजी से चलते हैं, और इसलिए कम आणविक भार वाली गैसें उच्च आणविक भार की तुलना में अधिक तेजी से खो जाती हैं। ऐसा माना जाता है कि सौर पराबैंगनी विकिरण द्वारा हाइड्रोजन और ऑक्सीजन में Photodissociation होने के बाद, जब हाइड्रोजन बच गया, तब शुक्र और मंगल ने अपना अधिकांश पानी खो दिया होगा। पृथ्वी का चुंबकीय क्षेत्र इसे रोकने में मदद करता है, क्योंकि, सामान्य रूप से, सौर हवा हाइड्रोजन के पलायन को अत्यधिक बढ़ाएगी। चूंकि , पिछले 3 अरब वर्षों में पृथ्वी ने ध्रुवीय गतिविधि के कारण चुंबकीय ध्रुवीय क्षेत्रों के माध्यम से गैसों को खो दिया है, जिसमें इसके वायुमंडलीय ऑक्सीजन का शुद्ध 2% भी सम्मलित है।[7] शुद्ध प्रभाव, सबसे महत्वपूर्ण पलायन प्रक्रियाओं को ध्यान में रखते हुए, यह है कि एक आंतरिक चुंबकीय क्षेत्र किसी ग्रह को वायुमंडलीय पलायन से नहीं बचाता है और यह कि कुछ चुंबकीयकरणों के लिए चुंबकीय क्षेत्र की उपस्थिति पलायन दर को बढ़ाने के लिए काम करती है।[8] अन्य तंत्र जो वायुमंडलीय पलायन का कारण बन सकते हैं, वे हैं सौर वायु-प्रेरित स्पटरिंग, प्रभाव घटना क्षरण, अपक्षय, और सीक्वेस्ट्रेशन - जिसे कभी-कभी regolith और पोलर आइस कैप में फ्रीजिंग आउट कहा जाता है।
मैदान
चट्टानी पिंडों की सतहों पर वायुमंडल का नाटकीय प्रभाव पड़ता है। जिन वस्तुओं में कोई वायुमंडल नहीं है, या जिनके पास केवल एक बहिर्मंडल है, उनका भूभाग प्रभाव क्रेटर में ढका हुआ है। वायुमंडल के बिना, ग्रह को [[[[उल्कापिंड]]]]ों से कोई सुरक्षा नहीं है, और वे सभी उल्कापिंडों के रूप में सतह से टकराते हैं और क्रेटर बनाते हैं।
अधिकांश उल्कापिंड किसी ग्रह की सतह से टकराने से पहले उल्काओं के रूप में जल जाते हैं। जब उल्कापिंड प्रभाव डालते हैं, तो प्रभाव अक्सर हवा की क्रिया से मिट जाते हैं।[9] वायुमंडल के साथ चट्टानी ग्रहों के इलाके को आकार देने में हवा का कटाव एक महत्वपूर्ण कारक है, और समय के साथ क्रेटर और ज्वालामुखी दोनों के प्रभाव को मिटा सकता है। इसके अतिरिक्त , चूंकि तरल दबाव के बिना उपस्थित नहीं हो सकते हैं, एक वातावरण तरल को सतह पर उपस्थित रहने की अनुमति देता है, जिसके परिणामस्वरूप झीलें, नदियाँ और महासागर बनते हैं। पृथ्वी और टाइटन (चंद्रमा) को उनकी सतह पर तरल पदार्थ के रूप में जाना जाता है और ग्रह पर इलाके से पता चलता है कि अतीत में मंगल की सतह पर तरल था।
सौर मंडल में वातावरण
- बुध का वातावरण
- शुक्र ग्रह का वातावरण
- पृथ्वी का वातावरण
- मंगल ग्रह का वातावरण
- सेरेस (बौना ग्रह)#वायुमंडल
- बृहस्पति का वातावरण
- आयो (चंद्रमा)#वातावरण
- कैलिस्टो (चंद्रमा) #वायुमंडल और आयनमंडल
- यूरोपा (चंद्रमा) # वातावरण
- गेनीमेड (चंद्रमा)#वायुमंडल और आयनमंडल
- शनि का वातावरण
- टाइटन का वातावरण
- एन्सेलाडस (चंद्रमा)#दक्षिण ध्रुवीय पंख
- यूरेनस का वातावरण
- टिटेनिया (चंद्रमा)#वातावरण
- नेप्च्यून # वातावरण
- प्लूटो का वातावरण
सौरमंडल के बाहर
मुख्य लेख: अलौकिक वातावरण
- एचडी 209458 बी का वातावरण
सर्कुलेशन
तापीय अंतर के कारण वायुमंडल का संचलन तब होता है जब संवहन तापीय विकिरण की तुलना में ऊष्मा का अधिक कुशल संवाहक बन जाता है। उन ग्रहों पर जहां प्राथमिक ऊष्मा स्रोत सौर विकिरण है, उष्ण कटिबंध में अतिरिक्त ऊष्मा उच्च अक्षांशों तक पहुँचाई जाती है। जब कोई ग्रह आंतरिक रूप से गर्मी की एक महत्वपूर्ण मात्रा उत्पन्न करता है, जैसा कि बृहस्पति के स्थिति में होता है, तो वातावरण में संवहन तापीय ऊर्जा को उच्च तापमान आंतरिक सतह से सतह तक ले जा सकता है।
महत्व
एक ग्रहीय भूविज्ञानी के दृष्टिकोण से, वायुमंडल ग्रहों की सतह को आकार देने का कार्य करता है। हवा धूल और अन्य कणों को उठाती है, जब वे इलाके से टकराते हैं, भू-भाग को नष्ट कर देते हैं और जमाव (तलछट) (एओलियन प्रक्रिया प्रक्रिया) छोड़ देते हैं। पाला रेखा और अवक्षेपण (मौसम विज्ञान), जो वायुमंडलीय संरचना पर निर्भर करते हैं, राहत को भी प्रभावित करते 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 वातावरण और जलवायु की समझ पैदा होती है।
एक मौसम विज्ञानी के लिए, पृथ्वी के वायुमंडल की संरचना जलवायु और इसकी विविधताओं को प्रभावित करने वाला एक कारक है।
एक जीवविज्ञानी या जीवाश्म विज्ञानी के लिए, पृथ्वी की वायुमंडलीय संरचना जीवन की उपस्थिति और उसके विकास पर बारीकी से निर्भर करती है।
यह भी देखें
- एटमोमीटर (वाष्पीकरण)
- वायुमण्डलीय दबाव
- अंतर्राष्ट्रीय मानक वातावरण
- कार्मन लाइन | कर्मन
- आकाश
संदर्भ
- ↑ Liddell, Henry George; Scott, Robert (2015-09-24). "ἀτμός". A Greek-English Lexicon. Perseus Digital Library. Archived from the original on 24 September 2015.
- ↑ "Earth's Atmosphere Composition: Nitrogen, Oxygen, Argon and CO2". Earth How (in English). 2017-07-31. Retrieved 2019-10-22.
- ↑ Williams, Matt (2016-01-07). "What is the Atmosphere Like on Other Planets?". Universe Today (in English). Retrieved 2019-10-22.
- ↑ "Atmospheric Composition". tornado.sfsu.edu. Archived from the original on 2020-04-20. Retrieved 2019-10-22.
- ↑ Weaver, D.; Villard, R. (2007-01-31). "Hubble Probes Layer-cake Structure of Alien World's Atmosphere". Hubble News Center. Archived from the original on 2007-03-14. Retrieved 2007-03-11.
- ↑ "Atmosphere | National Geographic Society". education.nationalgeographic.org. Retrieved 2022-06-09.
- ↑ Seki, K.; Elphic, R. C.; Hirahara, M.; Terasawa, T.; Mukai, T. (2001). "On Atmospheric Loss of Oxygen Ions from Earth Through Magnetospheric Processes". Science. 291 (5510): 1939–1941. Bibcode:2001Sci...291.1939S. CiteSeerX 10.1.1.471.2226. doi:10.1126/science.1058913. PMID 11239148. S2CID 17644371. Archived from the original on 2007-10-01. Retrieved 2007-03-07.
- ↑ Gunell, H.; Maggiolo, R.; Nilsson, H.; Stenberg Wieser, G.; Slapak, R.; Lindkvist, J.; Hamrin, M.; De Keyser, J. (2018). "Why an intrinsic magnetic field does not protect a planet against atmospheric escape". Astronomy and Astrophysics. 614: L3. Bibcode:2018A&A...614L...3G. doi:10.1051/0004-6361/201832934.
- ↑ "Scientists Detected An Incoming Asteroid The Size Of A Car Last Week - Why That Matters To Us". Forbes.
आगे की पढाई
- Sanchez-Lavega, Agustin (2010). An Introduction to Planetary Atmospheres. Taylor & Francis. ISBN 978-1420067323.
