CompositionEdit
Composición de la atmósfera de Venus. El gráfico de la derecha es una vista ampliada de los oligoelementos que todos juntos ni siquiera constituyen una décima parte de un porcentaje.
la atmósfera de Venus está compuesta por 96.5% de dióxido de carbono, 3.5% de nitrógeno y trazas de otros gases, principalmente dióxido de azufre., La cantidad de nitrógeno en la atmósfera es relativamente pequeña en comparación con la cantidad de dióxido de carbono, pero debido a que la atmósfera es mucho más gruesa que la de la Tierra, su contenido total de nitrógeno es aproximadamente cuatro veces mayor que el de la Tierra, a pesar de que en la Tierra el nitrógeno representa aproximadamente el 78% de la atmósfera.
la atmósfera contiene una gama de compuestos en pequeñas cantidades, incluidos algunos basados en hidrógeno, como el cloruro de hidrógeno (HCl) y el fluoruro de hidrógeno (HF). También hay monóxido de carbono, vapor de agua y oxígeno atómico., El hidrógeno es relativamente escaso en la atmósfera venusiana. Se teoriza que una gran cantidad de hidrógeno del planeta se ha perdido en el espacio, y el resto está principalmente unido al ácido sulfúrico (H2SO4). La pérdida de cantidades significativas de hidrógeno se demuestra por una muy alta relación D-H medida en la atmósfera venusiana. La relación es de aproximadamente 0.015-0.025, que es 100-150 veces mayor que el valor terrestre de 1.6×10-4. Según algunas mediciones, en la atmósfera superior de Venus la relación D / H es 1,5 más alta que en la atmósfera a granel.,
en septiembre de 2020, se anunció que la fosfina, un biomarcador potencial que indica la presencia de vida, había sido detectada en la atmósfera de Venus. Ninguna fuente abiótica conocida presente en Venus podría producir fosfina en las cantidades detectadas.
el re-análisis de los datos de Pioneer Venus en 2020 ha encontrado que parte del cloro y todas las características espectrales del sulfuro de hidrógeno están en cambio relacionadas con la fosfina, lo que significa una concentración de cloro más baja que la que se pensaba y la no detección del sulfuro de hidrógeno.,
en una preimpresión disponible en octubre de 2020, un re-análisis de las mediciones espectrales infrarrojas archivadas en 2015 no reveló ninguna fosfina en la atmósfera venusiana, colocando un límite superior para la concentración de fosfina en 5 partes por mil millones por volumen, una cuarta parte del valor espectroscópico reportado en septiembre).
a finales de octubre de 2020, la revisión del procesamiento de datos utilizado en la publicación original de septiembre de 2020, ha revelado un error de interpolación que resulta en múltiples líneas espurias, incluida la característica espectral de la fosfina., El Re-análisis de los datos con el algoritmo fijo no resulta en la detección de la fosfina o la detectó con una concentración mucho menor de 1ppb.
TroposphereEdit
Comparación de la Atmósfera Composiciones – Venus, Marte, la Tierra (pasado y presente).
La atmósfera se divide en varias secciones dependiendo de la altitud. La parte más densa de la atmósfera, la troposfera, comienza en la superficie y se extiende hasta 65 km., En la superficie similar a un horno, los vientos son lentos, pero en la parte superior de la troposfera, la temperatura y la presión alcanzan niveles similares a los de la Tierra y las nubes aumentan su velocidad a 100 m/s (360 km/h).
1761 dibujo de Mikhail Lomonosov en su trabajo sobre el descubrimiento de la atmósfera de Venus
La presión atmosférica en la superficie de Venus es aproximadamente 92 veces la de la tierra, similar a la presión encontrada 900 m (3,000 pies) por debajo de la superficie del Océano. La atmósfera tiene una masa de 4.,8×1020 kg, aproximadamente 93 veces la masa de la atmósfera total de la Tierra. La densidad del aire en la superficie es de 67 kg / m3, que es el 6,5% del agua líquida en la Tierra. La presión encontrada en la superficie de Venus es lo suficientemente alta como para que el dióxido de carbono técnicamente ya no sea un gas, sino un fluido supercrítico. Este dióxido de carbono supercrítico forma una especie de mar que cubre toda la superficie de Venus. Este mar de dióxido de carbono supercrítico transfiere calor de manera muy eficiente, amortiguando los cambios de temperatura entre la noche y el día (que duran 56 días terrestres).,
la gran cantidad de CO2 en la atmósfera junto con el vapor de agua y el dióxido de azufre crean un fuerte efecto invernadero, atrapando la energía solar y elevando la temperatura de la superficie a alrededor de 740 K (467 °C), más caliente que cualquier otro planeta en el sistema Solar, incluso el de Mercurio a pesar de estar ubicado más lejos del sol y recibir solo el 25% de la energía solar (por unidad de área) que Mercurio hace. La temperatura media en la superficie está por encima de los puntos de fusión de plomo (600 K, 327 °C), estaño (505 K, 232 °C) y zinc (693 K, 420 °C)., La gruesa troposfera también hace que la diferencia de temperatura entre el lado del día y el lado de la noche sea pequeña, a pesar de que la lenta rotación retrógrada del planeta hace que un solo día solar dure 116.5 días terrestres. La superficie de Venus pasa 58.3 días en la oscuridad antes de que el sol salga de nuevo detrás de las nubes.
la troposfera de Venus contiene el 99% de la atmósfera en masa. El noventa por ciento de la atmósfera de Venus está a 28 km de la superficie; en comparación, el 90% de la atmósfera de la Tierra está a 10 km de la superficie., A una altura de 50 km la presión atmosférica es aproximadamente igual a la de la superficie de la Tierra. En el lado nocturno de Venus todavía se pueden encontrar nubes a 80 km sobre la superficie.
la altitud de la troposfera más similar a la Tierra está cerca de la tropopausa – el límite entre la troposfera y la mesosfera. Se encuentra a poco más de 50 km. Según las mediciones de las sondas Magellan y Venus Express, la altitud de 52.5 a 54 km tiene una temperatura entre 293 K (20 °C) y 310 K (37 °C), y la altitud en 49.,5 km por encima de la superficie es donde la presión se convierte en la misma que la Tierra a nivel del mar. Como las naves tripuladas enviadas a Venus serían capaces de compensar las diferencias de temperatura hasta cierto punto, en cualquier lugar de aproximadamente 50 a 54 km sobre la superficie sería la altitud más fácil en la que basar una exploración o colonia, donde la temperatura estaría en el rango crucial de «agua líquida» de 273 K (0 °C) a 323 K (50 °C) y la presión del aire sería la misma que las regiones habitables de la Tierra., Como el CO2 es más pesado que el aire, el aire de la colonia (nitrógeno y oxígeno) podría mantener la estructura flotando a esa altitud como un dirigible.
Circulacióneditar
la circulación en la troposfera de Venus sigue el llamado flujo ciclostrófico. Sus velocidades de viento están determinadas aproximadamente por el equilibrio del gradiente de presión y las fuerzas centrífugas en el flujo casi puramente zonal. En contraste, la circulación en la atmósfera de la Tierra se rige por el equilibrio geostrófico., La velocidad del viento de Venus se puede medir directamente solo en la troposfera superior (tropopausa), entre 60-70 km, altitud, que corresponde a la cubierta de nubes superior. El movimiento de las nubes se observa generalmente en la parte ULTRAVIOLETA del espectro, donde el contraste entre las nubes es el más alto. Las velocidades lineales del viento en este nivel son de aproximadamente 100 ± 10 m / s a una latitud inferior a 50°. Son retrógrados en el sentido de que soplan en la dirección de la rotación retrógrada del planeta. Los vientos disminuyen rápidamente hacia las latitudes más altas, llegando finalmente a cero en los polos., Tales fuertes vientos de nubes causan un fenómeno conocido como la super-rotación de la atmósfera. En otras palabras, estos vientos de alta velocidad rodean todo el planeta más rápido de lo que gira el propio planeta. La súper rotación en Venus es diferencial, lo que significa que la troposfera Ecuatorial gira más lentamente que la troposfera en las latitudes medias. Los vientos también tienen un fuerte gradiente vertical. Disminuyen profundamente en la troposfera a una velocidad de 3 m/s por km. Los vientos cerca de la superficie de Venus son mucho más lentos que los de la Tierra., En realidad se mueven a solo unos pocos kilómetros por hora (generalmente menos de 2 m/s y con un promedio de 0,3 a 1,0 m/s), pero debido a la alta densidad de la atmósfera en la superficie, esto todavía es suficiente para transportar polvo y pequeñas piedras a través de la superficie, al igual que una corriente de agua que se mueve lentamente.
Meridional (norte-sur), componente de la circulación atmosférica en la atmósfera de Venus., Tenga en cuenta que la circulación meridional es mucho más baja que la circulación zonal, que transporta calor entre los lados día y noche del planeta
todos los vientos en Venus son finalmente impulsados por convección. El aire caliente se eleva en la zona ecuatorial, donde se concentra la calefacción solar y fluye hacia los polos. Tal vuelco casi planetario de la troposfera se llama circulación Hadley. Sin embargo, los movimientos meridionales del aire son mucho más lentos que los vientos zonales. El límite hacia los polos de la célula de Hadley en todo el planeta en Venus está cerca de ±60 ° de latitudes., Aquí el aire comienza a descender y regresa al ecuador por debajo de las nubes. Esta interpretación es apoyada por la distribución del monóxido de carbono, que también se concentra en las proximidades de latitudes ±60°. Hacia el polo de la célula de Hadley se observa un patrón diferente de circulación. En el rango de latitud 60°-70° existen collares polares fríos. Se caracterizan por temperaturas alrededor de 30-40 K más bajas que en la troposfera superior en latitudes cercanas. La temperatura más baja es probablemente causada por la surgencia del aire en ellos y por el enfriamiento adiabático resultante., Tal interpretación es apoyada por las nubes más densas y más altas en los collares. Las nubes se encuentran a 70-72 km de altitud en los collares-unos 5 km más alto que en los polos y latitudes bajas. Puede existir una conexión entre los Cold collars y los chorros de latitudes medias de alta velocidad en los que los vientos soplan tan rápido como 140 m/s. tales chorros son una consecuencia natural de la circulación Tipo Hadley y deberían existir en Venus entre 55-60° de latitud.
Las estructuras extrañas conocidas como vórtices polares se encuentran dentro de los cuellos polares fríos. Son tormentas gigantes como huracanes cuatro veces más grandes que sus análogos terrestres., Cada vórtice tiene dos «ojos» – los centros de rotación, que están conectados por distintas estructuras de nubes en forma de S. Tales estructuras de doble ojo también se llaman dipolos polares. Los vórtices giran con el período de aproximadamente 3 días en la dirección de la súper rotación general de la atmósfera. Las velocidades lineales del viento son de 35-50 m / s cerca de sus bordes exteriores y cero en los polos. La temperatura en las cimas de las nubes en cada vórtice polar es mucho más alta que en los collares polares cercanos, alcanzando los 250 K (-23 °C)., La interpretación convencional de los vórtices polares es que son anticiclones con afloramiento en el centro y afloramiento en los cuellos polares fríos. Este tipo de circulación se asemeja a un vórtice anticiclónico polar de invierno en la Tierra, especialmente el que se encuentra sobre la Antártida. Las observaciones en las diversas ventanas atmosféricas infrarrojas indican que la circulación anticiclónica observada cerca de los polos penetra hasta 50 km de altitud, es decir, hasta la base de las nubes., La troposfera superior polar y la mesosfera son extremadamente dinámicas; grandes nubes brillantes pueden aparecer y desaparecer en el espacio de unas pocas horas. Uno de estos eventos fue observado por Venus Express entre el 9 y el 13 de enero de 2007, cuando la región polar sur se volvió más brillante en un 30%. Este evento fue probablemente causado por una inyección de dióxido de azufre en la mesosfera, que luego se condensó, formando una bruma brillante. Los dos ojos en los vórtices aún no se han explicado.
Falso color infrarrojo cercano (2.,3 µm) imagen de la atmósfera profunda de Venus obtenida por Galileo. Las manchas oscuras son nubes siluetas contra la atmósfera inferior muy caliente que emite radiación infrarroja térmica.
El primer vórtice en Venus fue descubierto en el polo norte por la Pioneer Venus misión en 1978. Un descubrimiento del segundo gran vórtice ‘de doble ojo’ en el polo sur de Venus fue hecho en el verano de 2006 por Venus Express, que vino sin sorpresa.,
Las imágenes del Orbitador Akatsuki revelaron algo similar a los vientos de corriente en chorro en la región de nubes bajas y medias, que se extiende de 45 a 60 kilómetros de altitud. La velocidad del viento se maximizó cerca del ecuador. En septiembre de 2017, Los científicos del JAXA llamaron a este fenómeno ‘Venusian equatorial jet’.
atmósfera superior e ionosferaeditar
la mesosfera de Venus se extiende de 65 km a 120 km de altura, y la termosfera comienza a aproximadamente 120 km, alcanzando finalmente el límite superior de la atmósfera (exosfera) a unos 220 a 350 km., La exosfera comienza cuando la atmósfera se vuelve tan delgada que el número promedio de colisiones por molécula de aire es menor que uno.
La mesosfera de Venus se divide en dos capas: la inferior entre 62-73 km y la superior entre 73-95 km. En la primera capa la temperatura es casi constante a 230 K (-43 °C). Esta capa coincide con la cubierta de nubes superior. En la segunda capa, la temperatura comienza a disminuir nuevamente, alcanzando aproximadamente 165 K (-108 °C) a la altitud de 95 km, donde comienza la mesopausa. Es la parte más fría de la atmósfera venusiana., En la mesopausa diurna, que sirve como límite entre la mesosfera y la termosfera y se encuentra entre 95-120 km, la temperatura aumenta a un valor constante—alrededor de 300-400 K (27-127 °C)—que prevalece en la termosfera. En contraste, la termosfera venusiana nocturna es el lugar más frío de Venus con una temperatura tan baja como 100 K (-173 °C). Incluso se llama criosfera.
los patrones de circulación en la mesosfera superior y la termosfera de Venus son completamente diferentes de los de la atmósfera inferior., A altitudes de 90-150 km, El aire venusiano se mueve desde el lado del día al lado de la noche del planeta, con afloramiento sobre el hemisferio iluminado por el sol y afloramiento sobre el hemisferio oscuro. El downwelling sobre el lado nocturno provoca calentamiento adiabático del aire, que forma una capa caliente en el lado nocturno mesosfera en las altitudes 90-120 km. La temperatura de esta capa—230 K (-43 °C)—es mucho más alta que la temperatura típica encontrada en la termosfera nocturna—100 K (-173 °C)., El aire circulado desde el lado del día también transporta átomos de oxígeno, que después de la recombinación forman moléculas excitadas de oxígeno en el estado singlete de larga vida (1δg), que luego se relajan y emiten radiación infrarroja a la longitud de onda 1.27 µm. Esta radiación desde el rango de altitud 90-100 km se observa a menudo desde el suelo y la nave espacial. La mesosfera superior nocturna y la termosfera de Venus también son la fuente de emisiones de equilibrio termodinámico no local de CO2 y moléculas de óxido nítrico, que son responsables de la baja temperatura de la termosfera nocturna.,
La sonda Venus Express ha demostrado a través de la ocultación estelar que la neblina atmosférica se extiende mucho más arriba en el lado nocturno que en el lado diurno. En el lado diurno la cubierta de nubes tiene un espesor de 20 km y se extiende hasta unos 65 km, mientras que en el lado nocturno la cubierta de nubes en forma de una espesa neblina alcanza hasta 90 km de altitud—bien en la mesosfera, continuando aún más a 105 km como una neblina más transparente. En 2011, la nave espacial descubrió que Venus tiene una delgada capa de ozono a una altitud de 100 km.
Venus tiene una ionosfera extendida situada a altitudes de 120-300 km., La ionosfera casi coincide con la termosfera. Los altos niveles de ionización se mantienen solo sobre el lado del día del planeta. Sobre el lado nocturno la concentración de los electrones es casi cero. La ionosfera de Venus consta de tres capas: v1 entre 120 y 130 km, v2 entre 140 y 160 km y v3 entre 200 y 250 km. Puede haber una capa adicional cerca de 180 km. La densidad máxima de volumen de electrones (número de electrones en una unidad de volumen) de 3×1011 m−3 se alcanza en la capa v2 cerca del punto subsolar., El límite superior de la ionosfera (la ionopausa) se encuentra a altitudes de 220 a 375 km y separa el plasma del origen planetario del de la magnetosfera inducida. La principal especie iónica en las capas v1 y v2 es el ion O2+, mientras que la capa v3 consiste en iones O+. Se observa que el plasma ionosférico está en movimiento; la fotoionización solar en el lado diurno y la recombinación iónica en el lado nocturno son los procesos principales responsables de acelerar el plasma a las velocidades observadas., El flujo de plasma parece ser suficiente para mantener la ionosfera nocturna en o cerca del nivel medio observado de densidades iónicas.
Inducida por magnetosphereEdit
Venus interactúa con el viento solar. Se muestran los componentes de la magnetosfera inducida.
se sabe que Venus no tiene un campo magnético. La razón de su ausencia no está del todo clara, pero puede estar relacionada con una intensidad reducida de convección en el manto venusiano., Venus solo tiene una magnetosfera inducida formada por el campo magnético del Sol llevado por el viento solar. Este proceso se puede entender como las líneas de campo que envuelven alrededor de un obstáculo—Venus en este caso. La magnetosfera inducida de Venus tiene un choque de arco, una cubierta de magnetoshasta, una magnetopausa y una cola de Magneto con la lámina actual.
en el punto subsolar, el choque de arco se encuentra a 1900 km (0.3 Rv, donde Rv es el radio de Venus) sobre la superficie de Venus. Esta distancia se midió en 2007 cerca del mínimo de actividad solar. Cerca del máximo de actividad solar puede estar varias veces más lejos del planeta., La magnetopausa se encuentra a una altitud de 300 km. El límite superior de la ionosfera (ionopausa) está cerca de 250 km. Entre la magnetopausa y la ionopausa existe una barrera magnética-una mejora local del campo magnético, que impide que el plasma solar penetre más profundamente en la atmósfera venusiana, al menos cerca del mínimo de actividad solar. El campo magnético en la barrera alcanza hasta 40 nT. La magnetocola continúa hasta diez radios del planeta. Es la parte más activa de la magnetosfera venusiana. Hay eventos de reconexión y aceleración de partículas en la cola., Las energías de los electrones y los iones en la magnetocola son alrededor de 100 eV y 1000 eV, respectivamente.
debido a la falta del campo magnético intrínseco en Venus, el viento solar penetra relativamente profundamente en la exosfera planetaria y causa una pérdida sustancial de la atmósfera. La pérdida ocurre principalmente a través de la magnetocola. Actualmente los principales tipos de iones que se pierden son O+, H + Y He+. La relación entre las pérdidas de hidrógeno y oxígeno es de alrededor de 2 (es decir, casi estequiométrica), lo que indica la pérdida continua de agua.