Atmosphäre der Venus

KompositionEdit

Die Atmosphäre der Venus besteht aus 96,5% Kohlendioxid, 3,5% Stickstoff und Spuren anderer Gase, insbesondere Schwefeldioxid., Die Stickstoffmenge in der Atmosphäre ist im Vergleich zur Kohlendioxidmenge relativ gering, aber weil die Atmosphäre so viel dicker ist als die auf der Erde, ist ihr Gesamtstickstoffgehalt ungefähr viermal höher als der der Erde, obwohl Stickstoff auf der Erde etwa 78% der Atmosphäre ausmacht.

Die Atmosphäre enthält eine Reihe von Verbindungen in kleinen Mengen, darunter einige auf Wasserstoffbasis, wie Chlorwasserstoff (HCl) und Fluorwasserstoff (HF). Es gibt Kohlenmonoxid, Wasserdampf und atomaren Sauerstoff., Wasserstoff ist in der venusischen Atmosphäre relativ knapp. Es wird angenommen, dass ein großer Teil des Wasserstoffs des Planeten im Weltraum verloren gegangen ist, wobei der Rest hauptsächlich in Schwefelsäure (H2SO4) gebunden ist. Der Verlust signifikanter Wasserstoffmengen wird durch ein sehr hohes D–H-Verhältnis in der venusischen Atmosphäre nachgewiesen. Das Verhältnis beträgt etwa 0,015-0,025, was 100-150 mal höher ist als der terrestrische Wert von 1,6×10-4. Nach einigen Messungen ist in der oberen Atmosphäre der Venus das D/H-Verhältnis 1,5 höher als in der Massenatmosphäre.,

Im September 2020 wurde bekannt gegeben, dass Phosphin, ein potenzieller Biomarker, der auf das Vorhandensein von Leben hinweist, in der Atmosphäre der Venus nachgewiesen wurde. Keine bekannte abiotische Quelle auf der Venus konnte Phosphin in den nachgewiesenen Mengen produzieren.

Die erneute Analyse der Venus-Daten von Pioneer im Jahr 2020 hat einen Teil von Chlor ergeben,und alle spektralen Merkmale von Schwefelwasserstoff sind stattdessen phosphinbezogen, was bedeutet, dass die Konzentration von Chlor und der Nichtnachweis von Schwefelwasserstoff niedriger sind.,

In einem im Oktober 2020 zur Verfügung gestellten Vordruck ergab eine erneute Analyse archivierter Infrarotspektralmessungen im Jahr 2015 kein Phosphin in der venusianischen Atmosphäre und setzte eine Obergrenze für die Phosphinkonzentration bei 5 Teilen pro Milliarde Volumen—ein Viertel des im September gemeldeten spektroskopischen Wertes).

Ende Oktober 2020 hat die Überprüfung der Datenverarbeitung, die in der ursprünglichen Veröffentlichung vom September 2020 verwendet wurde, einen Interpolationsfehler ergeben, der zu mehreren falschen Linien führt, einschließlich des spektralen Merkmals von Phosphin., Eine erneute Analyse von Daten mit dem festen Algorithmus führt entweder nicht zum Nachweis des Phosphins oder detektiert es mit einer viel niedrigeren Konzentration von 1ppb.

TroposphäreEdit

Die Atmosphäre ist je nach Höhe in mehrere Abschnitte unterteilt. Der dichteste Teil der Atmosphäre, die Troposphäre, beginnt an der Oberfläche und erstreckt sich bis zu 65 km., An der ofenartigen Oberfläche sind die Winde langsam, aber an der Spitze der Troposphäre erreichen Temperatur und Druck erdähnliche Werte und Wolken erreichen eine Geschwindigkeit von 100 m/s (360 km/h).

Der Atmosphärendruck an der Oberfläche der Venus ist etwa 92 mal so hoch wie der der Erde, ähnlich dem Druck, der 900 m (3.000 ft) unter der Oberfläche des Ozeans gefunden wird. Die Atmosphäre hat eine Masse von 4.,8×1020 kg, etwa 93 mal die Masse der Erdatmosphäre. Die Dichte der Luft an der Oberfläche beträgt 67 kg / m3, was 6, 5% des flüssigen Wassers auf der Erde entspricht. Der Druck auf der Oberfläche der Venus ist so hoch, dass das Kohlendioxid technisch gesehen kein Gas mehr ist, sondern eine überkritische Flüssigkeit. Dieses überkritische Kohlendioxid bildet eine Art Meer, das die gesamte Oberfläche der Venus bedeckt. Dieses Meer aus überkritischem Kohlendioxid überträgt Wärme sehr effizient und puffert die Temperaturänderungen zwischen Tag und Nacht (die 56 terrestrische Tage dauern).,

Die große Menge an CO2 in der Atmosphäre zusammen mit Wasserdampf und Schwefeldioxid erzeugt einen starken Treibhauseffekt, der die Sonnenenergie einfängt und die Oberflächentemperatur auf etwa 740 K (467 °C) erhöht, heißer als jeder andere Planet im Sonnensystem, auch der von Quecksilber, obwohl er weiter von der Sonne entfernt ist und nur 25% der Sonnenenergie (pro Flächeneinheit) von Quecksilber erhält. Die Durchschnittstemperatur auf der Oberfläche liegt über den Schmelzpunkten von Blei (600 K, 327 °C), Zinn (505 K, 232 °C) und Zink (693 K, 420 °C)., Die dicke Troposphäre macht auch den Temperaturunterschied zwischen Tag und Nacht gering, obwohl die langsame rückläufige Rotation des Planeten dazu führt, dass ein einzelner Sonnentag 116,5 Erdtage dauert. Die Oberfläche der Venus verbringt 58,3 Tage in Dunkelheit, bevor die Sonne hinter den Wolken wieder aufgeht.

Die Troposphäre auf der Venus enthält 99% der Masse der Atmosphäre. Neunzig Prozent der Atmosphäre der Venus sind innerhalb von 28 km von der Oberfläche; Im Vergleich dazu sind 90% der Erdatmosphäre innerhalb von 10 km von der Oberfläche., In einer Höhe von 50 km entspricht der Atmosphärendruck ungefähr dem an der Erdoberfläche. Auf der Nachtseite der Venus sind noch Wolken in 80 km Höhe zu finden.

Die Höhe der Troposphäre, die der Erde am ähnlichsten ist, liegt in der Nähe der Tropopause—der Grenze zwischen Troposphäre und Mesosphäre. Es liegt etwas über 50 km. Nach Messungen der Magellan-und Venus Express-Sonden hat die Höhe von 52,5 bis 54 km eine Temperatur zwischen 293 K (20 °C) und 310 K (37 °C) und die Höhe bei 49.,5 km über der Oberfläche wird der Druck auf Meereshöhe der gleiche wie auf der Erde. Da bemannte Schiffe, die zur Venus geschickt werden, Temperaturunterschiede bis zu einem gewissen Grad ausgleichen können, wäre es die einfachste Höhe, eine Erkundung oder Kolonie zu gründen, in der die Temperatur im entscheidenden Bereich des „flüssigen Wassers“ liegen würde von 273 K (0 °C) bis 323 K (50 °C) und der Luftdruck der gleiche wie in bewohnbaren Regionen der Erde., Da CO2 schwerer als Luft ist, könnte die Luft der Kolonie (Stickstoff und Sauerstoff) die Struktur in dieser Höhe wie ein Luftschiff schweben lassen.

ZirkulationEdit

Die Zirkulation in der Troposphäre der Venus folgt dem sogenannten cyclostrophic Flow. Seine Windgeschwindigkeiten werden grob durch das Gleichgewicht von Druckgradienten und Zentrifugalkräften in fast rein zonaler Strömung bestimmt. Im Gegensatz dazu wird die Zirkulation in der Erdatmosphäre durch das geostrophische Gleichgewicht bestimmt., Die Windgeschwindigkeiten der Venus können nur in der oberen Troposphäre (Tropopause) zwischen 60 und 70 km Höhe direkt gemessen werden, was dem oberen Wolkendeck entspricht. Die Wolkenbewegung wird normalerweise im ultravioletten Teil des Spektrums beobachtet, wo der Kontrast zwischen den Wolken am höchsten ist. Die linearen Windgeschwindigkeiten auf diesem Niveau liegen bei etwa 100 ± 10 m / s bei unter 50° Breitengrad. Sie sind rückläufig in dem Sinne, dass sie in Richtung der rückläufigen Rotation des Planeten blasen. Die Winde nehmen schnell in Richtung der höheren Breiten ab und erreichen schließlich an den Polen Null., Solche starken Wolkenwinde verursachen ein Phänomen, das als Superrotation der Atmosphäre bekannt ist. Mit anderen Worten, diese Hochgeschwindigkeitswinde umkreisen den ganzen Planeten schneller, als sich der Planet selbst dreht. Die Superrotation auf der Venus ist differential, was bedeutet, dass sich die äquatoriale Troposphäre in den mittleren Breiten langsamer dreht als die Troposphäre. Die Winde haben auch einen starken vertikalen Gefälle. Sie sinken tief in der Troposphäre mit einer Geschwindigkeit von 3 m/s pro km. Die Winde in der Nähe der Oberfläche der Venus sind viel langsamer als die auf der Erde., Sie bewegen sich tatsächlich nur mit wenigen Stundenkilometern (im Allgemeinen weniger als 2 m/s und mit einem Durchschnitt von 0,3 bis 1,0 m/s), aber aufgrund der hohen Dichte der Atmosphäre an der Oberfläche reicht dies immer noch aus, um Staub und kleine Steine über die Oberfläche zu transportieren, ähnlich wie ein sich langsam bewegender Wasserstrom.

Alle Winde auf der Venus werden letztendlich durch Konvektion angetrieben. Heiße Luft steigt in der Äquatorialzone auf, wo die Solarheizung konzentriert ist und zu den Polen strömt. Solch ein fast planetarisches Umkippen der Troposphäre wird Hadley Circulation genannt. Die meridionalen Luftbewegungen sind jedoch viel langsamer als zonale Winde. Die polweite Grenze der planetenweiten Hadley-Zelle auf der Venus liegt in der Nähe von ±60° Breiten., Hier beginnt die Luft abzusteigen und kehrt zum Äquator unter den Wolken zurück. Diese Interpretation wird durch die Verteilung des Kohlenmonoxids unterstützt, das ebenfalls in der Nähe von ±60° Breiten konzentriert ist. Poleward der Hadley-Zelle Ein anderes Zirkulationsmuster wird beobachtet. Im Breitengradbereich gibt es 60°-70° kalte Polarhalsbänder. Sie sind durch Temperaturen gekennzeichnet, die etwa 30-40 K niedriger sind als in der oberen Troposphäre in nahe gelegenen Breiten. Die niedrigere Temperatur wird wahrscheinlich durch den Aufschwung der Luft in ihnen und durch die daraus resultierende adiabatische Kühlung verursacht., Eine solche Interpretation wird durch die dichteren und höheren Wolken in den Halsbändern unterstützt. Die Wolken liegen auf 70-72 km Höhe in den Halsbändern—etwa 5 km höher als an den Polen und niedrigen Breiten. Es kann eine Verbindung zwischen den Cold Collars und Hochgeschwindigkeits-Midlatitude-Jets bestehen, bei denen Winde bis zu 140 m/s wehen. Solche Jets sind eine natürliche Folge der Hadley-Zirkulation und sollten auf der Venus zwischen 55-60° Breitengrad existieren.

Ungerade Strukturen, die als Polarwirbel bekannt sind, liegen in den kalten Polarhalsbändern. Sie sind riesige hurrikanartige Stürme, die viermal größer sind als ihre terrestrischen Analoga., Jeder Wirbel hat zwei „Augen“ —die Rotationszentren, die durch unterschiedliche S-förmige Wolkenstrukturen verbunden sind. Solche doppeläugigen Strukturen werden auch polare Dipole genannt. Wirbel drehen sich mit der Periode von ungefähr 3 Tagen in Richtung der allgemeinen Superrotation der Atmosphäre. Die linearen Windgeschwindigkeiten betragen 35-50 m / s in der Nähe ihrer Außenkanten und Null an den Polen. Die Temperatur an den Wolkenspitzen in jedem Polarwirbel ist viel höher als in den nahe gelegenen Polarhalsbändern und erreicht 250 K (-23 °C)., Die konventionelle Interpretation der Polarwirbel ist, dass sie Antizyklone mit Downwelling in der Mitte und Upwelling in den kalten polaren Kragen sind. Diese Art der Zirkulation ähnelt einem polaren antizyklonischen Winterwirbel auf der Erde, insbesondere dem über der Antarktis. Die Beobachtungen in den verschiedenen Infrarot-Atmosphärenfenstern zeigen, dass die in der Nähe der Pole beobachtete antizyklonische Zirkulation bis zu 50 km Höhe, d. H. Bis zur Wolkenbasis, eindringt., Die polare obere Troposphäre und Mesosphäre sind extrem dynamisch; Große helle Wolken können innerhalb weniger Stunden erscheinen und verschwinden. Ein solches Ereignis wurde von Venus Express zwischen 9 und 13 Januar 2007 beobachtet, als die Südpolarregion um 30% heller wurde. Dieses Ereignis wurde wahrscheinlich durch eine Injektion von Schwefeldioxid in die Mesosphäre verursacht, die dann kondensierte und einen hellen Dunst bildete. Die beiden Augen in den Wirbeln müssen noch erklärt werden.

Der erste Wirbel auf der Venus wurde 1978 von der Pioneer Venus Mission am Nordpol entdeckt. Eine Entdeckung des zweiten großen „doppeläugigen“ Wirbels am Südpol der Venus wurde im Sommer 2006 von Venus Express gemacht, was keine Überraschung war.,

Bilder vom Akatsuki-Orbiter zeigten etwas Ähnliches wie Jetstream-Winde in der niedrigen und mittleren Wolkenregion, die sich von 45 bis 60 Kilometern Höhe erstrecken. Die Windgeschwindigkeit maximiert in der Nähe des Äquators. Im September 2017 nannten JAXA-Wissenschaftler dieses Phänomen „Venusian Äquatorial Jet“.

Obere Atmosphäre und ionosphäreEdit

Die Mesosphäre der Venus erstreckt sich von 65 km bis 120 km Höhe, und die Thermosphäre beginnt bei etwa 120 km und erreicht schließlich die obere Grenze der Atmosphäre (Exosphäre) bei etwa 220 bis 350 km., Die Exosphäre beginnt, wenn die Atmosphäre so dünn wird, dass die durchschnittliche Anzahl von Kollisionen pro Luftmolekül weniger als eins beträgt.

Die Mesosphäre der Venus kann in zwei Schichten unterteilt werden: die untere zwischen 62-73 km und die obere zwischen 73-95 km. In der ersten Schicht ist die Temperatur fast konstant bei 230 K (-43 °C). Diese Schicht fällt mit dem oberen Wolkendeck zusammen. In der zweiten Schicht beginnt die Temperatur wieder abzunehmen und erreicht etwa 165 K (-108 °C) in der Höhe von 95 km, wo die Mesopause beginnt. Es ist der kälteste Teil der venusianischen Tagesatmosphäre., In der Dayside Mesopause, die als Grenze zwischen Mesosphäre und Thermosphäre dient und zwischen 95-120 km liegt, steigt die Temperatur auf einen konstanten—etwa 300-400 K (27-127 °C)—Wert, der in der Thermosphäre vorherrscht. Im Gegensatz dazu ist die Nachtseite Venusian Thermosphere der kälteste Ort auf der Venus mit einer Temperatur von nur 100 K (-173 °C). Es wird sogar eine Kryosphäre genannt.

Die Zirkulationsmuster in der oberen Mesosphäre und Thermosphäre der Venus unterscheiden sich völlig von denen in der unteren Atmosphäre., In Höhenlagen von 90-150 km bewegt sich die venusianische Luft von der Tages-zur Nachtseite des Planeten, wobei sie über die sonnenbeschienene Hemisphäre und über die dunkle Hemisphäre aufsteigt. Das Abschwellen über der Nacht verursacht eine adiabatische Erwärmung der Luft, die in den Höhen von 90-120 km eine warme Schicht in der Mesosphäre der Nacht bildet. Die Temperatur dieser Schicht-230 K (-43 °C)—ist weit höher als die typische Temperatur in der Nachtthermosphäre—100 K (-173 °C)., Die von der Tagesseite zirkulierte Luft trägt auch Sauerstoffatome, die nach der Rekombination im langlebigen Singlet-Zustand angeregte Sauerstoffmoleküle (1Δg) bilden, die sich dann entspannen und Infrarotstrahlung bei der Wellenlänge 1,27 µm emittieren. Diese Strahlung aus dem Höhenbereich von 90-100 km wird häufig vom Boden und vom Raumfahrzeug aus beobachtet. Die obere Mesosphäre und Thermosphäre der Venus am Nachthimmel ist auch die Quelle nicht lokaler thermodynamischer Gleichgewichtsemissionen von CO2 – und Stickoxidmolekülen, die für die niedrige Temperatur der Thermosphäre am Nachthimmel verantwortlich sind.,

Die Venus Express-Sonde hat durch Sternverdeckung gezeigt, dass sich der atmosphärische Dunst auf der Nachtseite viel weiter nach oben erstreckt als auf der Tagesseite. Auf der Tagesseite hat das Wolkendeck eine Dicke von 20 km und erstreckt sich bis zu etwa 65 km, während auf der Nachtseite das Wolkendeck in Form eines dicken Dunstes bis zu 90 km Höhe erreicht—weit in die Mesosphäre hinein und sogar weiter bis 105 km als transparenterer Dunst. Im Jahr 2011 entdeckte das Raumschiff, dass die Venus in einer Höhe von 100 km eine dünne Ozonschicht hat.

Venus hat eine ausgedehnte Ionosphäre in Höhenlagen von 120-300 km., Die Ionosphäre fällt fast mit der Thermosphäre zusammen. Die hohen Konzentrationen der Ionisation werden nur über den Tag aufrechterhaltenseite des Planeten. Über Nacht ist die Konzentration der Elektronen nahezu Null. Die Ionosphäre der Venus besteht aus drei Schichten: v1 zwischen 120 und 130 km, v2 zwischen 140 und 160 km und v3 zwischen 200 und 250 km. Es kann eine zusätzliche Schicht in der Nähe von 180 km geben. Die maximale Elektronenvolumendichte (Anzahl der Elektronen in einer Volumeneinheit) von 3×1011 m−3 wird in der v2-Schicht nahe dem subsolaren Punkt erreicht., Die obere Grenze der Ionosphäre (die Ionopause) befindet sich in Höhen von 220-375 km und trennt das Plasma planetarischen Ursprungs von dem der induzierten Magnetosphäre. Die Hauptionenart in den v1 – und v2-Schichten ist O2+ – Ionen, während die v3-Schicht aus O+ – Ionen besteht. Es wird beobachtet, dass das ionosphärische Plasma in Bewegung ist; Sonnenfotoionisierung am Tag und Ionenrekombination am Nacht sind die Prozesse, die hauptsächlich dafür verantwortlich sind, das Plasma auf die beobachteten Geschwindigkeiten zu beschleunigen., Der Plasmafluss scheint ausreichend zu sein, um die nachteilige Ionosphäre auf oder nahe dem beobachteten mittleren Niveau der Ionendichten aufrechtzuerhalten.

Induzierte Magnetosphäre

Venus hat bekanntermaßen kein Magnetfeld. Der Grund für seine Abwesenheit ist überhaupt nicht klar, kann aber mit einer verringerten Konvektionsintensität im Venusmantel zusammenhängen., Venus hat nur eine induzierte Magnetosphäre, die durch das vom Sonnenwind getragene Magnetfeld der Sonne gebildet wird. Dieser Vorgang kann als die Feldlinien verstanden werden, die sich in diesem Fall um eine Hindernis—Venus wickeln. Die induzierte Magnetosphäre der Venus hat einen Bogenschock, Magnetosheath, Magnetopause und Magnetotail mit dem aktuellen Blatt.

Am Subsolarpunkt steht der Bugstoß 1900 km (0,3 Rv, wobei Rv der Radius der Venus ist) über der Oberfläche der Venus. Diese Entfernung wurde 2007 nahe dem Minimum der Sonnenaktivität gemessen. In der Nähe der Sonnenaktivität kann es mehrere Male weiter vom Planeten entfernt sein., Die magnetopause befindet sich auf einer Höhe von 300 km. Die obere Grenze der Ionosphäre (Ionopause) liegt in der Nähe von 250 km. Zwischen der Magnetopause und der Ionopause gibt es eine magnetische Barriere—eine lokale Verstärkung des Magnetfeldes, die verhindert, dass das Sonnenplasma tiefer in die Venusatmosphäre eindringt, zumindest in der Nähe der Sonnenaktivität Minimum. Das Magnetfeld in der Barriere erreicht bis zu 40 nT. Die Magnetotail setzt bis zu zehn Radien vom Planeten fort. Es ist der aktivste Teil der venusianischen Magnetosphäre. Es gibt Wiederverbindungsereignisse und Teilchenbeschleunigung im Heck., Die Energien von Elektronen und Ionen im Magnetotail liegen bei etwa 100 eV bzw.

Aufgrund des Fehlens des intrinsischen Magnetfeldes auf der Venus dringt der Sonnenwind relativ tief in die planetarische Exosphäre ein und verursacht einen erheblichen Atmosphärenverlust. Der Verlust geschieht hauptsächlich über die magnetotail. Derzeit sind die wichtigsten Ionentypen, die verloren gehen, O+, H+ und He+. Das Verhältnis von Wasserstoff zu Sauerstoffverlusten liegt bei etwa 2 (d. H. Fast stöchiometrisch), was auf den anhaltenden Wasserverlust hinweist.