Venus

CompositionEdit

atmosfæren i Venus består af 96,5% kuldio .id, 3,5% nitrogen og spor af andre gasser, især svovldio .id., Mængden af kvælstof i atmosfæren er relativt lille i forhold til den mængde kuldioxid, men fordi stemningen er så meget tykkere end på Jorden, dens samlede indhold af kvælstof er omkring fire gange større end Jordens, selv om Jorden kvælstof udgør ca 78% af atmosfæren.

atmosfæren indeholder en række forbindelser i små mængder, herunder nogle baseret på hydrogen, såsom hydrogenchlorid (HCl) og hydrogenfluorid (HF). Der er også kulilte, vanddamp og atomart ilt., Brint er relativt mangelvare i den venusiske atmosfære. En stor del af planetens brint er teoretiseret for at være gået tabt til rummet, hvor resten for det meste er bundet op i svovlsyre (H2SO4). Tabet af betydelige mængder brint bevises ved et meget højt D–H-forhold målt i den venusiske atmosfære. 0,015-0,025, hvilket er 100-150 gange højere end den terrestriske værdi på 1,6 10 10-4. Ifølge nogle målinger, i den øvre atmosfære af Venus d / h-forholdet er 1,5 højere end i bulk atmosfære.,

i September 2020 blev det annonceret, at phosphin, en potentiel biomarkør, der indikerer tilstedeværelsen af liv, var blevet påvist i atmosfæren i Venus. Ingen kendt abiotisk kilde til stede på Venus kunne producere phosphin i de fundne mængder.

re-analyse af Pioneer Venus data i 2020 har fundet en del af klor og alle hydrogensulfid spektrale egenskaber er i stedet phosphine-relaterede, hvilket betyder lavere end antaget koncentration af klor og ikke-påvisning af hydrogensulfid.,

I et fortryk stilles til rådighed i oktober 2020, en re-analyse af arkiverede infrarøde spektrale målinger i 2015 ikke afsløre nogen phosphine i Venusian atmosfære, placere en øvre grænse for phosphine koncentration på 5 dele pr milliard i volumen—en fjerdedel af de spektroskopiske værdi rapporteret i September).

I slutningen af oktober 2020, anmeldelse af databehandling, der anvendes i den oprindelige offentliggørelse af September 2020, har afsløret en interpolation fejl resulterer i flere falske linjer, herunder den spektrale funktion af phosphine., Re-analyse af data med den faste algoritme enten ikke resulterer i påvisning af phosphin eller detekteret det med meget lavere koncentration af 1ppb.

TroposphereEdit

atmosfæren er opdelt i et antal sektioner afhængigt af højden. Den tætteste del af atmosfæren, troposfæren, begynder ved overfladen og strækker sig opad til 65 km., På den ovnlignende overflade er vinden langsom, men på toppen af troposfæren når temperaturen og trykket jordlignende niveauer, og skyer henter hastighed til 100 m/s (360 km/t).

Det atmosfæriske tryk ved overfladen af Venus er ca 92 gange Jordens, svarende til trykket fundet 900 m (3,000 fod) under overfladen af havet. Atmosfæren har en masse på 4.,8 10 1020 kg, omkring 93 gange massen af Jordens samlede atmosfære. Tætheden af luften ved overfladen er 67 kg / m3, hvilket er 6,5% af flydende vand på jorden. Det tryk, der findes på Venus ‘ overflade, er højt nok til, at kuldio .id teknisk set ikke længere er en gas, men en superkritisk væske. Dette superkritiske kuldio .id danner en slags hav, der dækker hele overfladen af Venus. Dette hav af superkritisk kuldio .id overfører varme meget effektivt og bufferer temperaturændringerne mellem nat og dag (som varer 56 terrestriske dage).,

Den store mængde af CO2 i atmosfæren sammen med vanddamp og svovldioxid skabe en stærk drivhuseffekt, fældefangst solenergi og hæve overflade temperatur omkring 740 K (467 °C), varmere end nogen anden planet i solsystemet, nemlig Kviksølv, på trods af at være placeret længere ud fra Solen, og modtager kun 25% af den solenergi (per arealenhed) Kviksølv gør. Den gennemsnitlige temperatur på overfladen er over smeltepunkterne for bly (600 K, 327.C), tin (505 K, 232. C) og .ink (693 K, 420. C)., Den tykke troposfære gør også forskellen i temperatur mellem dag-og natsiden lille, selvom den langsomme retrograde rotation af planeten får en enkelt soldag til at vare 116,5 jorddage. Overfladen af Venus tilbringer 58,3 dage i mørke, før solen står op igen bag skyerne.

troposfæren på Venus indeholder 99% af atmosfæren efter masse. Halvfems procent af atmosfæren i Venus ligger inden for 28 km fra overfladen; til sammenligning er 90% af Jordens atmosfære inden for 10 km fra overfladen., I en højde på 50 km er atmosfæretrykket omtrent lig med det ved jordens overflade. På natsiden af Venus kan der stadig findes skyer 80 km over overfladen.

højden af troposfæren, der ligner Jorden, ligger tæt på tropopausen—grænsen mellem troposfæren og mesosfæren. Det ligger lidt over 50 km. I henhold til målinger ved Magellan og Venus Express sonder, højde fra 52,5 til 54 km, har en temperatur mellem 293 K (20 °C) og 310 K (37 °C), og højden på 49.,5 km over overfladen er der, hvor trykket bliver det samme som Jorden ved havoverfladen. Som bemandede skibe, som sendes til Venus vil være i stand til at kompensere for forskelle i temperatur til en vis grad, hvor som helst fra omkring 50 til 54 km eller så over overfladen ville være det nemmeste højde i at basere en undersøgelse eller koloni, hvor temperaturen vil være i afgørende “flydende vand” vifte af 273 K (0 °C) til 323 K (50 °C) og lufttrykket det samme som beboelige områder af Jorden., Da CO2 er tungere end luft, kan koloniens luft (nitrogen og ilt) holde strukturen flydende i den højde som en styrbar.

Cirkulationredit

cirkulationen i Venus ‘ troposfære følger den såkaldte cyklostrofiske strømning. Dens vindhastigheder bestemmes groft af balancen mellem trykgradienten og centrifugalkræfterne i næsten rent flowonalt Flo.. I modsætning hertil styres cirkulationen i Jordens atmosfære af den geostrofiske balance., Venus vindhastigheder kan kun måles direkte i den øvre troposfære (tropopause), mellem 60-70 km, højde, hvilket svarer til det øverste skydæk. Skybevægelsen observeres normalt i den ultraviolette del af spektret, hvor kontrasten mellem skyer er den højeste. De lineære vindhastigheder på dette niveau er omkring 100 10 10 m / s ved lavere end 50 latitude breddegrad. De er retrograde i den forstand, at de blæser i retning af planetens retrograde rotation. Vindene falder hurtigt mod de højere breddegrader og når til sidst nul ved polerne., Sådanne stærke cloud-top vinde forårsage et fænomen kendt som super-rotation af atmosfæren. Med andre ord cirkler disse højhastighedsvinde hele planeten hurtigere end selve planeten roterer. Super-rotation på Venus, er differentieret, hvilket betyder, at den ækvatoriale troposfæren super-roterer langsommere end troposfæren i midlatitudes. Vindene har også en stærk lodret gradient. De falder dybt i troposfæren med en hastighed på 3 m / s pr. Vindene nær overfladen af Venus er meget langsommere end på jorden., De bevæger sig faktisk kun et par kilometer i timen (generelt mindre end 2 m/s og med et gennemsnit på 0,3 til 1,0 m/s), men på grund af atmosfærens høje tæthed ved overfladen er dette stadig nok til at transportere støv og små sten hen over overfladen, ligesom en langsomt bevægende vandstrøm.

Alle vinde på Venus er i sidste ende drevet af konvektion. Varm luft stiger i Ækvatorial zoneonen, hvor solvarme er koncentreret og strømmer til polerne. En sådan næsten planetbred væltning af troposfæren kaldes Hadley cirkulation. De meridionale luftbevægelser er imidlertid meget langsommere end windsonevinde. Pole .ard-grænsen for den planetbrede Hadley-celle på Venus er nær 60 60.breddegrader., Her begynder luften at falde ned og vender tilbage til ækvator under skyerne. Denne fortolkning understøttes af fordelingen af kulilte, som også er koncentreret i nærheden af 60 60 la breddegrader. Pole .ard af Hadley-cellen observeres et andet cirkulationsmønster. I breddegrad-området findes 60–70.kolde polære kraver. De er kendetegnet ved temperaturer omkring 30-40 K lavere end i den øvre troposfære på nærliggende breddegrader. Den lavere temperatur er sandsynligvis forårsaget af opvelling af luften i dem og af den resulterende adiabatiske afkøling., En sådan fortolkning understøttes af de tættere og højere skyer i kraverne. Skyerne ligger i 70-72 km højde i kraverne-omkring 5 km højere end ved polerne og lave breddegrader. En forbindelse kan eksistere mellem de kolde kraver og højhastigheds-midtbreddestråler, hvor vinden blæser så hurtigt som 140 m/s. sådanne stråler er en naturlig konsekvens af Hadley-typen cirkulation og bør eksistere på Venus mellem 55-60 latitude breddegrad.ulige strukturer kendt som polære hvirvler ligger inden for de kolde polære kraver. De er gigantiske orkanlignende storme fire gange større end deres jordbaserede analoger., Hver hvirvel har to”øjne” —omdrejningscentrene, som er forbundet med forskellige S-formede skystrukturer. Sådanne dobbeltøjede strukturer kaldes også polære dipoler. 3 dage i retning af generel superrotation af atmosfæren. De lineære vindhastigheder er 35-50 m / s nær deres ydre kanter og nul ved polerne. Temperaturen ved skytoppene i hver polær hvirvel er meget højere end i de nærliggende polære kraver og når 250 K (-23.C)., Den konventionelle tolkning af polar-hvirvler er, at de er anticyclones med downwelling i centrum og upwelling i den kolde polar collars. Denne type cirkulation ligner en vinterpolar anticyklonisk hvirvel på jorden, især den, der findes over Antarktis. Observationerne i de forskellige infrarøde atmosfæriske vinduer indikerer, at den anticykloniske cirkulation, der observeres nær polerne, trænger så dybt som til 50 km højde, dvs.til bunden af skyerne., Den polære øvre troposfære og mesosfæren er ekstremt dynamisk; store lyse skyer kan forekomme og forsvinde i løbet af få timer. En sådan begivenhed blev observeret af Venus e .press mellem 9.og 13. januar 2007, da sydpolarregionen blev lysere med 30%. Denne begivenhed var sandsynligvis forårsaget af en injektion af svovldio .id i mesosfæren, som derefter kondenserede og dannede en lys tåge. De to øjne i hvirvlerne er endnu ikke forklaret.

den første hvirvel på Venus blev opdaget ved nordpolen af pioneren Venus-missionen i 1978. En opdagelse af den anden store ‘dobbeltøjede’ hvirvel ved Sydpolen af Venus blev lavet i sommeren 2006 af Venus e .press, som ikke kom overraskende.,

billeder fra Akatsuki-orbiteren afslørede noget, der ligner jetstrømvindene i den lave og midterste skyregion, der strækker sig fra 45 til 60 kilometer i højden. Vindhastigheden maksimeret nær ækvator. I September 2017 kaldte Ja .a-forskere dette fænomen ‘Venusian e .uatorial jet’.

Øvre atmosfære, og ionosphereEdit

mesosfaeren af Venus strækker sig fra 65 km til 120 km i højden, og thermosfæren begynder ved cirka 120 km, for til sidst at nå den øvre grænse af atmosfæren (exosphere) på omkring 220 til 350 km., Eksosfæren begynder, når atmosfæren bliver så tynd, at det gennemsnitlige antal kollisioner pr.

Venus mesosfære kan opdeles i to lag: den nederste mellem 62-73 km og den øverste mellem 73-95 km. I det første lag er temperaturen næsten konstant ved 230 K (-43.C). Dette lag falder sammen med det øverste skydæk. I det andet lag begynder temperaturen at falde igen og når omkring 165 K (-108.C) i en højde af 95 km, hvor mesopausen begynder. Det er den koldeste del af den venusiske dayside atmosfære., I dayside mesopause, der fungerer som en grænse mellem de mesosfaeren og thermosfæren og er beliggende mellem 95-120 km, temperaturen stiger til en konstant—omkring 300-400 K (27-127 °C)—værdi fremherskende i thermosfæren. I modsætning hertil er den natlige venusiske Termosfære det koldeste sted på Venus med temperatur så lav som 100 K (-173.C). Det kaldes endda en kryosfære.

cirkulationsmønstrene i den øvre mesosfære og termosfæren af Venus er helt forskellige fra dem i den nedre atmosfære., I højder 90-150 km bevæger den venusiske luft sig fra dagsiden til natsiden af planeten, med opvelling over solbelyst halvkugle og nedvelling over mørk halvkugle. Do .n .elling over natsiden forårsager adiabatisk opvarmning af luften, som danner et varmt lag i natsiden mesosfæren i højderne 90-120 km. Temperaturen af dette lag—230 K (-43 °C)—er langt højere end den typiske temperatur, der findes i nightside thermosfæren—100 K (-173 °C)., Luften, der cirkuleres fra dagsiden, bærer også iltatomer, som efter rekombination danner ophidsede iltmolekyler i den langlivede singlet-tilstand (1GG), som derefter slapper af og udsender infrarød stråling ved bølgelængden 1, 27 µm. Denne stråling fra højdeområdet 90-100 km observeres ofte fra jorden og rumfartøjet. Den nightside øverste mesosfaeren og thermosfæren Venus er også kilde til ikke-lokale termodynamisk ligevægt emissioner af CO2 og nitrogenoxid-molekyler, som er ansvarlig for lav temperatur i nightside thermosfæren.,

Venus e .press sonden har gennem stjernernes okkultation vist, at atmosfærisk tåge strækker sig meget længere op på natsiden end dagsiden. På den dag side sky dæk har en tykkelse på 20 km, og strækker sig op til omkring 65 km, mens der om natten side den sky dæk i form af en tyk tåge, når op til 90 km højde—godt ind i mesosfaeren, som fortsætter endnu længere til 105 km som en mere gennemsigtig haze. I 2011 opdagede rumfartøjet, at Venus har et tyndt o .onlag i en højde af 100 km.

Venus har en udvidet ionosfære placeret i højder 120-300 km., Ionosfæren falder næsten sammen med termosfæren. De høje niveauer af ionisering opretholdes kun over dagensiden af planeten. Over natten er koncentrationen af elektronerne næsten nul. Ionosfæren af Venus består af tre lag: v1 mellem 120 og 130 km, v2 mellem 140 og 160 km og v3 mellem 200 og 250 km. Der kan være et ekstra lag i nærheden af 180 km. Den maksimale elektronvolumendensitet (antal elektroner i en volumenenhed) på 3 101 1011 m−3 nås i v2-laget nær det subsolære punkt., Ionosfærens øvre grænse (ionopausen) er placeret i højder 220-375 km og adskiller plasmaet fra den planetariske oprindelse fra den inducerede magnetosfære. De vigtigste Ioniske arter i V1-og v2-lagene er O2 + ion, mens v3-laget består af O + ioner. Det ionosfæriske plasma observeres at være i bevægelse; solfotoionisering på dagsiden og ion-rekombination på natsiden er de processer, der hovedsageligt er ansvarlige for at accelerere plasmaet til de observerede hastigheder., Plasmastrømmen ser ud til at være tilstrækkelig til at opretholde ionosfæren ved natsiden på eller i nærheden af det observerede medianniveau af iondensiteter.

induceret magnetosfæreredit

Venus er kendt for ikke at have et magnetfelt. Årsagen til dens fravær er slet ikke klar, men det kan være relateret til en reduceret intensitet af konvektion i det venusiske mantel., Venus har kun en induceret magnetosfære dannet af Solens magnetfelt båret af solvinden. Denne proces kan forstås som feltlinierne, der omslutter en forhindring-Venus i dette tilfælde. Den inducerede magnetosfære af Venus har en bue chok, magnetosheath, magnetopause og magnetotail med det aktuelle ark.

på det subsolære punkt står bo.shock 1900 km (0.3 Rv, hvor Rv er radius af Venus) over overfladen af Venus. Denne afstand blev målt i 2007 nær solaktivitetsminimum. I nærheden af solaktiviteten maksimalt kan det være flere gange længere fra planeten., Magnetopausen ligger i en højde af 300 km. Ionosfærens øvre grænse (ionopause) er nær 250 km. Mellem magnetopausen og ionopausen findes der en magnetisk barriere—en lokal forbedring af magnetfeltet, som forhindrer solplasmaet i at trænge dybere ind i den venusiske atmosfære, i det mindste nær solaktivitet minimum. Magnetfeltet i barrieren når op til 40 nt. Magnetotailen fortsætter op til ti radier fra planeten. Det er den mest aktive del af den venusiske magnetosfære. Der er genforbindelseshændelser og partikelacceleration i halen., Energierne af elektroner og ioner i magnetotailen er henholdsvis omkring 100 eV og 1000 eV.

på grund af manglen på det indre magnetfelt på Venus trænger solvinden relativt dybt ind i den planetariske eksosfære og forårsager betydeligt atmosfæretab. Tabet sker hovedsageligt via magnetotail. I øjeblikket er de vigtigste iontyper, der går tabt, O+, H+ og He+. Forholdet mellem brint og ilt tab er omkring 2 (dvs.næsten støkiometrisk) angiver den igangværende tab af vand.