Atmosféra Venuše

CompositionEdit

atmosféra Venuše se skládá z 96,5% oxidu uhličitého, 3,5% dusíku a stop dalších plynů, zejména oxidu siřičitého., Množství dusíku v atmosféře je relativně malý ve srovnání s množstvím oxidu uhličitého, ale protože atmosféra je tak mnohem silnější než na Zemi, jeho celkový obsah dusíku je zhruba čtyřikrát vyšší, než je na Zemi, i když na Zemi dusík tvoří asi 78% atmosféry.

atmosféra obsahuje řadu sloučenin, v malých množstvích, včetně některých na základě vodíku, jako chlorovodík (HCl) a fluorovodík (HF). K dispozici je oxid uhelnatý, vodní pára a atomový kyslík., Vodík je v benátské atmosféře relativně nedostatek. Předpokládá se, že velké množství vodíku planety bylo ztraceno do vesmíru, přičemž zbytek byl většinou vázán v kyselině sírové (H2SO4). Ztráta významného množství vodíku je prokázána velmi vysokým poměrem D-H měřeným v benátské atmosféře. Poměr je asi 0.015–0.025, který je 100-150 krát vyšší, než pozemní hodnotu 1,6×10-4. Podle některých měření je v horní atmosféře poměr Venuše D/H o 1,5 vyšší než v hromadné atmosféře.,

v září 2020 bylo oznámeno, že v atmosféře Venuše byl detekován fosfin, potenciální biomarker indikující přítomnost života. Žádný známý abiotický zdroj přítomný na Venuši nemohl produkovat fosfin v zjištěných množstvích.

re-analýza Pioneer Venus dat, v roce 2020 má zjištěno, že část chloru a všechny sirovodíku spektrální vlastnosti jsou místo fosfin-související, což znamená nižší, než si myslel, že koncentrace chloru a non-detekci sirovodíku.,

V preprint k dispozici v říjnu roku 2020, re-analýza archivovaných infračervené spektrální měření v roce 2015 neodhalily žádné fosfin do atmosféry Venuše, umístění horní limit pro fosfin koncentrace na 5 ppb podle objemu—čtvrtina spektroskopické hodnota uvedená v září).

Na konci října roku 2020, revize zpracování dat používané v původní publikaci. září 2020, bylo zjištěno, interpolační chyba, což má za následek více rušivé linky, včetně spektrální funkce fosfin., Re-analýza dat s pevným algoritmem buď nevede k detekci fosfinu, nebo jej detekuje s mnohem nižší koncentrací 1ppb.

TroposphereEdit

atmosféra je rozdělena do několika sekcí v závislosti na nadmořské výšce. Nejhustší část atmosféry, troposféra, začíná na povrchu a sahá až do 65 km., U pece-jako povrch větry jsou pomalé, ale v horní části troposféry teplota a tlak dosáhne Země-jako úrovně a mraky zvednout rychlost až 100 m/s (360 km/h).

atmosférický tlak na povrchu Venuše přibližně 92 násobku Země, podobný tlak zjištěno, 900 m (3000 stop) pod hladinou oceánu. Atmosféra má hmotnost 4.,8×1020 kg, asi 93násobek hmotnosti celkové atmosféry Země. Hustota vzduchu na povrchu je 67 kg/m3, což je 6,5% hustoty kapalné vody na Zemi. Tlak nalezený na povrchu Venuše je dostatečně vysoký, že oxid uhličitý již technicky není plyn, ale superkritická tekutina. Tento superkritický oxid uhličitý tvoří druh moře, který pokrývá celý povrch Venuše. Toto moře superkritického oxidu uhličitého přenáší teplo velmi efektivně a vyrovnává teplotní změny mezi nocí a dnem (které trvají 56 pozemských dnů).,

velké množství CO2 v atmosféře spolu s vodní páry a oxid uhličitý vytvořit silný skleníkový efekt, zachycování sluneční energie a zvýšení povrchové teploty až kolem 740 K (467 °C), teplejší než jakékoliv jiné planetě ve Sluneční Soustavě, dokonce i Rtuť přesto, že se nachází dál od Slunce a přijímá pouze 25% ze solární energie (na jednotku plochy) Rtuť. Průměrná teplota na povrchu je nad bodem tání olova (600 K, 327 °c), cínu (505 K, 232 °C) a zinku (693 K, 420 °c)., Tlusté troposféře také dělá rozdíl v teplotě mezi dnem a nocí, malé straně, i když pomalá retrográdní rotace planety způsobuje jeden sluneční den na poslední 116.5 Pozemských dní. Povrch Venuše stráví 58,3 dne ve tmě, než slunce opět vyjde za mraky.

troposféra na Venuši obsahuje 99% hmoty atmosféry. Devadesát procent atmosféry Venuše je do 28 km od povrchu; pro srovnání, 90% atmosféry Země je do 10 km od povrchu., Ve výšce 50 km je atmosférický tlak přibližně stejný jako na povrchu Země. Na noční straně Venuše se stále nacházejí mraky ve výšce 80 km nad hladinou.

Nadmořská výška troposféry nejvíce podobná Zemi je blízko tropopause-hranice mezi troposférou a mezosférou. Nachází se mírně nad 50 km. Podle měření sond Magellan a Venus Express má Nadmořská výška od 52,5 do 54 km teplotu mezi 293 K (20 °C) a 310 K (37 °C) a nadmořskou výškou 49.,5 km nad povrchem je místo, kde se tlak stává stejným jako země na hladině moře. Jako pilotované lodě poslal na Venuši by být schopna kompenzovat rozdíly v teplotě do určité míry, kdekoli od 50 do 54 km nad povrchem by bylo nejjednodušší nadmořské výšce, ve které na základní výzkum, nebo kolonie, kde teplota by v rozhodující „kapalné vody“ rozsah 273 K (0 °C) na 323 K (50 °C) a tlaku vzduchu stejně jako obyvatelných oblastí na Zemi., Protože CO2 je těžší než vzduch, vzduch kolonie (dusík a kyslík) by mohl udržet strukturu plovoucí v této nadmořské výšce jako dirigible.

Oběhedit

cirkulace v troposféře Venuše sleduje tzv. cyklostrofický tok. Jeho rychlost větru je zhruba určena rovnováhou tlakového gradientu a odstředivých sil v téměř čistě zonálním toku. Naproti tomu cirkulace v zemské atmosféře je řízena geostrofickou rovnováhou., Větrné rychlosti Venuše lze přímo měřit pouze v horní troposféře (tropopause), mezi 60-70 km, Nadmořská výška, která odpovídá horní oblačnosti. Pohyb mraku je obvykle pozorován v ultrafialové části spektra, kde je kontrast mezi mraky nejvyšší. Lineární rychlosti větru na této úrovni jsou asi 100 ± 10 m / s při nižší než 50° zeměpisné šířky. Jsou retrográdní v tom smyslu, že foukají ve směru retrográdní rotace planety. Vítr rychle klesá směrem k vyšším zeměpisným šířkám a nakonec dosahuje nuly na pólech., Takové silné oblačné větry způsobují jev známý jako super-rotace atmosféry. Jinými slovy, tyto vysokorychlostní větry krouží celou planetu rychleji, než se planeta sama otáčí. Super-rotace na Venuši je diferenciální, což znamená, že Rovníková troposféra se otáčí pomaleji než troposféra ve středních nadmořských výškách. Větry mají také silný vertikální gradient. Klesají hluboko v troposféře rychlostí 3 m / s Na km. Větry v blízkosti povrchu Venuše jsou mnohem pomalejší než na Zemi., Vlastně se přesunout na jen pár kilometrů za hodinu (obvykle méně než 2 m/s a s průměrem 0,3-1,0 m/s), ale vzhledem k vysoké hustotě atmosféry na povrchu, je to stále dost na přepravu prachu a drobných kamínků po celém povrchu, podobně jako pomalu se pohybující proud vody.

Všechny větry na Venuši jsou nakonec řízen konvekcí. Horký vzduch stoupá v rovníkové zóně, kde je koncentrováno sluneční vytápění a proudí do pólů. Takové téměř planetární převrácení troposféry se nazývá Hadley circulation. Pohyby meridionálního vzduchu jsou však mnohem pomalejší než zónové větry. Polewardská hranice cely Hadley na Venuši je téměř ±60 ° zeměpisných šířky., Zde vzduch začíná klesat a vrací se k rovníku pod mraky. Tato interpretace je podporována distribucí oxidu uhelnatého, který je také koncentrován v blízkosti ±60° zeměpisných šířky. Poleward z Hadleyovy buňky je pozorován jiný vzorec oběhu. V rozmezí šířky 60°-70° existují studené polární límce. Vyznačují se teplotami asi o 30-40 K nižšími než v horní troposféře v blízkých zeměpisných šířkách. Nižší teplota je pravděpodobně způsobena vzestupem vzduchu v nich a výsledným adiabatickým chlazením., Taková interpretace je podporována hustšími a vyššími mraky v límcích. Mraky leží v nadmořské výšce 70-72 km v límcích – asi o 5 km vyšší než u pólů a nízkých zeměpisných šířkách. Spojení může existovat mezi studeným obojky a vysokorychlostní midlatitude jets, v němž větry tak rychle, jak je 140 m/s. Tyto trysky jsou přirozeným důsledkem Hadley-typ oběhu a měly by existovat na Venuši mezi 55-60° zeměpisné šířky.

podivné struktury známé jako polární víry leží v chladných polárních límcích. Jsou to obří hurikánové bouře čtyřikrát větší než jejich pozemské analogy., Každý vír má dvě “ oči “ -středy rotace, které jsou spojeny odlišnými cloudovými strukturami ve tvaru písmene S. Takové dvouoké struktury se také nazývají polární dipóly. Víry se otáčejí s dobou asi 3 dny ve směru obecné super-rotace atmosféry. Lineární rychlosti větru jsou 35-50 m / s v blízkosti jejich vnějších okrajů a nula na pólech. Teplota na vrcholcích mraků v každém polárním víru je mnohem vyšší než v blízkých polárních límcích a dosahuje 250 K (-23 °C)., Konvenční výklad polárních vírů je, že jsou tlakových výší s downwelling v centru a upwelling v chladných polárních obojky. Tento typ oběhu připomíná zimní polární anticyklonický Vír na zemi, zejména ten, který se nachází nad Antarktidou. Pozorování v různých infračervených atmosférických oknech naznačují, že anticyklonická cirkulace pozorovaná v blízkosti pólů proniká až do výšky 50 km, tj., Polární horní troposféra a mezosféra jsou extrémně dynamické; velké jasné mraky se mohou objevit a zmizet během několika hodin. Jednu takovou událost pozorovala Venus Express mezi 9.a 13. lednem 2007, kdy se jižní polární oblast stala jasnější o 30%. Tato událost byla pravděpodobně způsobena vstřikování oxidu siřičitého do mezosféry, což pak kondenzuje, tvoří světlý opar. Obě oči ve vírech musí být ještě vysvětleny.

první Vír na Venuši objevil na severním pólu průkopnická mise Venuše v roce 1978. Objev druhé velké double-eyed‘ vír na jižním pólu Venuše byla provedena v létě roku 2006 Venus Express, který přišel s překvapením.,

snímky z orbiteru Akatsuki odhalily něco podobného větrům proudového proudu v oblasti nízkého a středního mraku, která sahá od 45 do 60 kilometrů v nadmořské výšce. Rychlost větru se maximalizovala v blízkosti rovníku. V září 2017 vědci JAXA pojmenovali tento jev „Venusian equatorial jet“.

Horní atmosféry a ionosphereEdit

mezosféra Venuše sahá od 65 km do 120 km na výšku, a termosféry začíná na přibližně 120 km, nakonec dosáhl na horní hranici atmosféry (exosféra) na asi 220 až 350 km., Exosféra začíná, když se atmosféra stává tak tenkou, že průměrný počet kolizí na molekulu vzduchu je menší než jeden.

mezosféra Venuše může být rozdělena do dvou vrstev: spodní mezi 62-73 km a horní mezi 73-95 km. V první vrstvě je teplota téměř konstantní při 230 K (-43 °C). Tato vrstva se shoduje s horní cloudovou palubou. Ve druhé vrstvě začíná teplota opět klesat a dosahuje asi 165 K (-108 °C) v nadmořské výšce 95 km, kde začíná mezopauza. Je to nejchladnější část Venusian dayside atmosféry., V dayside mesopause, která slouží jako hranice mezi mezosféře a termosféře a nachází se mezi 95-120 km, zvýšení teploty na konstantní—asi 300 až 400 K (27-127 °C)—hodnoty převládající v termosféře. Naproti tomu Nightside Venusian thermosphere je nejchladnějším místem na Venuši s teplotou až 100 K (-173 °c). Dokonce se nazývá kryosféra.

cirkulační vzorce v horní mezosféře a termosféře Venuše jsou zcela odlišné od vzorků v nižší atmosféře., V nadmořských výškách 90-150 km Venuše se pohybuje vzduch z dayside k odvrácené strany planety, s upwelling přes osvětlené polokouli a downwelling přes tmavé polokouli. Downwelling přes nightside způsobuje adiabatické ohřev vzduchu, který tvoří teplou vrstvu v nightside mesosphere v nadmořských výškách 90-120 km. Teplota této vrstvy—230 K (-43 °C)—je mnohem vyšší než typické teploty našel v nightside termosféry—100 K (- 173 °C)., Vzduch cirkuluje z dayside také nese atomy kyslíku, které po rekombinaci tvoří excitaci molekul kyslíku v dlouhé-žil singletového stavu (1Δg), které pak relaxovat a vyzařují infračervené záření na vlnové délce 1.27 µm. Toto záření z rozsahu nadmořské výšky 90-100 km je často pozorováno ze země a kosmické lodi. Nightside horní mezosféře a termosféře Venuše je také zdrojem non-lokální termodynamické rovnováhy emisí CO2 a oxid dusnatý molekuly, které jsou zodpovědné za nízké teploty nightside termosféry.,

sonda Venus Express ukázala hvězdnou okultací, že atmosférický opar se rozprostírá mnohem dále na noční straně než na denní straně. Na denní straně cloudu paluba má tloušťku 20 km a sahá až do asi 65 km, zatímco na noční straně cloudu palubě v podobě husté mlze dosahuje až 90 km v nadmořské výšce—no do mezosféry, pokračuje ještě dále až 105 km jako více transparentní opar. V roce 2011 kosmická loď zjistila, že Venuše má tenkou ozonovou vrstvu v nadmořské výšce 100 km.

Venuše má rozšířenou ionosféru umístěnou ve výškách 120-300 km., Ionosféra se téměř shoduje s termosférou. Vysoké úrovně ionizace jsou udržovány pouze na straně planety. Přes noc je koncentrace elektronů téměř nulová. Ionosféra Venuše se skládá ze tří vrstev: v1 mezi 120 a 130 km, v2 mezi 140 a 160 km a v3 mezi 200 a 250 km. V blízkosti 180 km může být další vrstva. Maximální elektronové objem hustota (počet elektronů v jednotce objemu) 3×1011 m−3 je dosaženo v v2 vrstvy u subsolar bod., Horní hranice ionosféry (ionopauza) se nachází v nadmořských výškách 220-375 km a odděluje plazmu planetárního původu od plazmy indukované magnetosféry. Hlavním iontovým druhem ve vrstvách v1 a V2 je O2+ ion, zatímco vrstva v3 se skládá z iontů o+. Na ionosférického plazmatu je pozorován být v pohybu; solární fotoionizační na dayside a iontové rekombinace na nightside jsou procesy, hlavně zodpovědný za urychlení krevní plazmě pozorované rychlosti., Zdá se, že průtok plazmy je dostatečný k udržení ionosféry nightside na pozorované střední úrovni hustoty iontů nebo v její blízkosti.

indukovaná magnetosféreedit

je známo, že Venuše nemá magnetické pole. Důvod jeho nepřítomnosti není vůbec jasný, ale může souviset se sníženou intenzitou konvekce v benátském plášti., Venuše má pouze indukovanou magnetosféru tvořenou slunečním magnetickým polem neseným slunečním větrem. Tento proces lze chápat jako polní čáry obtékající kolem překážky-Venuše v tomto případě. Indukovaná magnetosféra Venuše má příďový šok, magnetosheath, magnetopause a magnetotail se současným listem.

Na subsolar bod rázová vlna stojí 1900 km (0,3 Rv, kde Rv je poloměr Venuše) nad povrchem Venuše. Tato vzdálenost byla měřena v roce 2007 v blízkosti minima sluneční aktivity. V blízkosti maximální sluneční aktivity může být několikrát dále od planety., Magnetopause se nachází v nadmořské výšce 300 km. Horní hranice ionosféry (ionopauza) je blízko 250 km. Mezi magnetopause a ionopause existuje magnetické bariéry—místní příslušenství magnetické pole, které zabraňuje slunečního plazmatu pronikat hlouběji do atmosféry Venuše, alespoň v blízkosti sluneční aktivita minimální. Magnetické pole v bariéře dosahuje až 40 nT. Magnetotail pokračuje až do deseti poloměrů z planety. Je to nejaktivnější část Benátské magnetosféry. V ocasu jsou události opětovného připojení a zrychlení částic., Energie elektronů a iontů v magnetotailu jsou kolem 100 eV a 1000 eV.

Vzhledem k nedostatku vnitřní magnetické pole Venuše, sluneční vítr proniká poměrně hluboko do planetární exosféra a způsobuje značné atmosféru ztrátu. Ke ztrátě dochází hlavně přes magnetotail. V současné době jsou hlavní iontové typy, které jsou ztraceny, O+, H+ A He+. Poměr vodíku ke ztrátám kyslíku je kolem 2 (tj. téměř stechiometrické), což naznačuje pokračující ztrátu vody.