Tunnelma Venus

CompositionEdit

tunnelmaa Venus koostuu 96,5% hiilidioksidia, 3,5 prosenttia typpeä ja pieniä määriä muita kaasuja, erityisesti rikkidioksidia., Typen määrä ilmakehässä on suhteellisen pieni verrattuna hiilidioksidin määrä, mutta koska ilmapiiri on niin paljon paksumpi kuin Maan päällä, sen kokonaistyppipitoisuus on noin neljä kertaa suurempi kuin Maapallon, vaikka Maan päällä typpeä on noin 78% ilmakehästä.

ilmakehässä on pieniä määriä yhdisteitä, joista osa perustuu vetyyn, kuten vetykloridi (HCl) ja vetyfluoridi (HF). On myös hiilimonoksidia, vesihöyryä ja atomihappea., Vetyä on Venusilaisessa ilmakehässä suhteellisen vähän. Suuren osan planeetan vedystä arvellaan hävinneen avaruuteen, ja loppuosa on enimmäkseen sitoutunut rikkihappoon (H2SO4). Merkittävien vetymäärien häviämisen todistaa Venusilaisessa ilmakehässä mitattu erittäin korkea D-H-suhde. Suhde on noin 0,015–0.025, joka on 100-150 kertaa suurempi kuin maanpäällisen arvo 1,6×10-4. Joidenkin mittausten mukaan Venuksen yläilmakehässä D/H-suhde on 1,5 suurempi kuin bulkkiilmakehässä.,

syyskuussa 2020, se oli ilmoittanut, että fosfiini, mahdollinen biomarkkeri, joka osoittaa läsnäolo elämässä, oli havaittu tunnelma Venus. Yksikään Venuksessa esiintyvä tunnettu abioottinen lähde ei kyennyt tuottamaan fosfiinia havaituissa määrissä.

re-analyysi Pioneer Venus tiedot vuonna 2020 on löytynyt osa klooria ja kaikki rikkivetyä spektrin ominaisuudet ovat sen sijaan fosfiini-liittyvän, eli pienempi kuin luulin, pitoisuus klooria ja ei-havaitsemisen rikkivetyä.,

Vuonna käsikirjoitus saataville lokakuussa 2020, uudelleen analyysi arkistoitu infrapuna spektrin mittauksia vuonna 2015 ei ilmennyt fosfiini vuonna Venuksen ilmakehä, asettamalla yläraja fosfiini pitoisuus 5 ppm miljardia tilavuus—neljännes spektroskooppista arvo raportoitu syyskuussa).

lokakuun lopussa 2020, tarkistaminen tietojen käsittely käytetty alkuperäinen julkaisu syyskuussa 2020, on paljasti interpolointi virhe johtaa useita vääriä linjat, mukaan lukien spektrin ominaisuus fosfiini., Re-analysis of data-kiinteä algoritmi joko eivät johda havaitseminen fosfiini tai havaita sitä paljon pienempi pitoisuus 1ppb.

TroposphereEdit

ilmakehä jakautuu korkeudesta riippuen useisiin osiin. Ilmakehän tihein osa, troposfääri, alkaa pinnalta ja ulottuu ylöspäin 65 kilometriin., Uunin-kuten pinta tuulet ovat hitaita, mutta yläosassa troposfäärin lämpötila ja paine saavuttaa Maan päällä-kuten tasot ja pilvet poimia nopeus 100 m/s (360 km/h).

ilmakehän paine Venuksen pinta on noin 92 kertaa, että Maan, samanlainen paine löytynyt 900 m (3000 jalan korkeudella) pinnan alla meressä. Ilmakehän massa on 4.,8×1020 kg, noin 93 kertaa maan kokonaisilmakehän massa. Ilman tiheys pinnalla on 67 kg / m3, mikä on 6,5% maan nestemäisestä vedestä. Painetta löytyy Venuksen pinta on tarpeeksi korkea, että hiilidioksidi on teknisesti ei enää kaasu, mutta ylikriittinen. Tämä ylikriittinen hiilidioksidi muodostaa eräänlaisen meren, joka kattaa koko Venuksen pinnan. Tämä meri ylikriittinen hiilidioksidi siirtää lämpöä erittäin tehokkaasti, puskurointi lämpötila muuttuu yön ja päivän välillä (joka viime 56 maanpäällisen päivää).,

suuri määrä CO2 ilmakehässä yhdessä vesihöyryn ja rikkidioksidin luoda voimakas kasvihuoneilmiö, ansastusta aurinkoenergian ja nostaa pinnan lämpötilaa noin 740 K (467 °C), kuumempi kuin millään muulla planeetalla Aurinkokunnan, jopa niin, että Elohopean huolimatta sijaitsee kauempana Auringosta ja saivat vain 25% aurinkoenergia (pinta-alayksikköä kohti) Elohopea ei. Keskimääräinen lämpötila pinnalla on yli sulamispiste lyijyä (600 K, 327 °C), tina (505 K, 232 °C), ja sinkki (693 K, 420 °C)., Paksu troposfäärin tekee myös lämpötilaero päivän ja yön puolella pieni, vaikka hitaasti taaksepäin kierto planeetan aiheuttaa yhden päivän viime 116.5 Maan päivää. Venuksen pinta viettää 58,3 päivää pimeydessä ennen kuin aurinko nousee jälleen pilvien taakse.

Venuksen troposfäärissä on 99% ilmakehästä massoittain. Yhdeksänkymmentä prosenttia Venuksen kaasukehästä on 28 km: n etäisyydellä pinnasta; vertailun vuoksi 90% maan ilmakehästä on 10 km: n etäisyydellä pinnasta., 50 kilometrin korkeudessa ilmanpaine on suunnilleen yhtä suuri kuin maan pinnalla. Venuksen yöpuolella pilviä voi vielä olla 80 kilometrin korkeudella maanpinnasta.

korkeus troposfäärin eniten samanlainen Maa on lähellä tropopause—rajan troposfäärin ja mesosphere. Se sijaitsee hieman yli 50 kilometrin päässä. Magellanin ja Venuksen Pikaluotainten mittausten mukaan 52,5-54 kilometrin korkeudessa on lämpötila 293 K (20 °C) – 310 K (37 °C) ja korkeudessa 49.,5 km pinnan yläpuolella paine muuttuu merenpinnan tasolla samaksi kuin maa. Kuten miehitetyt alukset lähetetään Venus olisi pystynyt kompensoimaan erot lämpötilassa, tietyssä määrin, missä noin 50 54 km tai niin pinnan yläpuolella olisi helpoin korkeus, jonka perusteella etsintä-tai-siirtokunta, jossa lämpötila olisi ratkaiseva ”nestemäinen vesi” alue 273 K (0 °C) 323 K (50 °C) ja ilmanpaine sama kuin asuttava alueilla Maan., Koska CO2 on ilmaa raskaampi, yhdyskunnan ilma (typpi ja happi) voisi pitää rakenteen kellumassa tuossa korkeudessa kuin ilmalaiva.

CirculationEdit

Venuksen troposfäärissä oleva kierto seuraa niin sanottua syklostrofista virtausta. Sen tuulenpuuskat määräytyvät suurin piirtein painegradientin ja keskipakovoimien tasapainon perusteella lähes puhtaasti vyöhykkeisessä virtauksessa. Sen sijaan maapallon ilmakehässä kiertoa säätelee Geostrofinen tasapaino., Venuksen tuulenpuuskia voidaan mitata suoraan vain ylemmässä troposfäärissä (tropopause), 60-70 kilometrin korkeudessa, joka vastaa yläpilvikannea. Pilviliike havaitaan yleensä spektrin ultraviolettiosassa, jossa pilvien välinen kontrasti on korkein. Lineaariset tuulen nopeudet tällä tasolla ovat noin 100 ± 10 m/s Alle 50° leveysasteella. Ne taantuvat siinä mielessä, että ne puhaltavat planeetan retrogradisen pyörimisliikkeen suuntaan. Tuulet nopeasti lasku kohti korkeammilla leveysasteilla, lopulta saavuttaa nolla navoilla., Tällaiset voimakkaat pilvipeitteiset tuulet aiheuttavat ilmiön, joka tunnetaan ilmakehän superkiertona. Toisin sanoen nämä nopeat tuulet kiertävät koko planeetan nopeammin kuin itse planeetta pyörii. Super-kierto Venus on ero, joka tarkoittaa sitä, että päiväntasaajan troposfäärin super-pyörii hitaammin kuin troposfäärin klo midlatitudes. Tuulilla on myös voimakas pystysuuntainen kaltevuus. Ne laskevat syvällä troposfäärissä nopeudella 3 m / s / km. Venuksen pinnan lähellä puhaltavat tuulet ovat paljon hitaampia kuin maan päällä., He todella liikkua vain muutaman kilometrin tunnissa (yleensä alle 2 m/s ja keskimäärin 0,3-1,0 m/s), mutta koska korkea tiheys tunnelma pinnalla, tämä ei vielä riitä liikenteen pölyä ja pieniä kiviä pinnan poikki, aivan kuten hitaasti liikkuvan nykyinen vettä.

Kaikki tuulet Venus ohjaavat viime kädessä konvektio. Kuuma ilma nousee Päiväntasaajan vyöhykkeelle, jossa aurinkolämpö keskittyy ja virtaa napoihin. Tällaista troposfäärin lähes planetaarista kaatumista kutsutaan Hadleyn levikiksi. Meridionaaliset ilmaliikkeet ovat kuitenkin paljon vyöhyketuulia hitaampia. Planeetan laajuisen Hadley-solun Poleward-raja Venuksella on lähellä ±60° leveysastetta., Täällä ilma alkaa laskeutua ja palaa päiväntasaajalle pilvien alapuolelle. Tätä tulkintaa tukee jakelu hiilimonoksidia, joka on myös keskittynyt läheisyydessä ±60° leveysasteilla. Hadleyn solun polewardissa havaitaan erilainen kiertokulku. Leveysasteella on 60°-70° kylmiä napakauluksia. Niille on ominaista noin 30-40 K matalammat lämpötilat kuin läheisten leveysasteiden ylemmässä troposfäärissä. Alempi lämpötila on todennäköisesti aiheuttama kumpuaminen ilman niitä ja tuloksena adiabaattisen jäähdytyksen., Tällaista tulkintaa tukevat kaulusten tiheämmät ja korkeammat pilvet. Pilvet ovat pannoissa 70-72 kilometrin korkeudessa – noin 5 kilometriä korkeammalla kuin napoilla ja matalilla leveysasteilla. Yhteys voi olla välillä kylmä kaulukset ja korkea-nopeus midlatitude jets jossa tuulet puhaltaa niin nopeasti kuin 140 m/s. Tällaiset koneet ovat luonnollinen seuraus Hadley-tyyppi verenkiertoa ja olisi olemassa Venus välillä 55-60° leveyttä.

parittomat polaariset pyörteet sijaitsevat kylmien napakaulusten sisällä. Ne ovat jättiläismäisiä hirmumyrskyjä, jotka ovat neljä kertaa suurempia kuin maanpäällinen analogiansa., Jokaisessa pyörteessä on kaksi”silmää” —pyörimiskeskukset, joita yhdistävät erilliset S-muotoiset pilvirakenteet. Tällaisia kaksoissilmäisiä rakenteita kutsutaan myös polaaridipoleiksi. Pyörremyrskyt pyörivät noin 3 päivän ajan ilmakehän yleisen superkierron suuntaan. Lineaariset tuulennopeudet ovat 35-50 m/s ulkoreunojensa tuntumassa ja nolla napojen kohdalla. Lämpötila pilvi-topit kunkin polar vortex on paljon suurempi kuin lähellä polar-pannat, saavuttaa 250 K (-23 °C)., Tavanomainen tulkinta polar pyörteet on, että ne ovat anticyclones kanssa downwelling keskustassa ja kumpuaminen kylmä polar-pannat. Tämä kiertolaji muistuttaa talvista polaarista kiertokulkua maan päällä, erityisesti Etelämantereen yllä olevaa pyörrettä. Havainnot eri infrapuna ilmakehän windows osoittaa, että anticyclonic liikkeeseen havaittu lähellä napoja tunkeutuu niin syvälle kuin 50 km: n korkeudessa, eli pohjan pilviä., Napainen ylä-troposfääri ja mesosfääri ovat erittäin dynaamisia; suuret kirkkaat pilvet saattavat näkyä ja kadota muutaman tunnin aikana. Yhden tällaisen tapahtuman havaitsi Venus Express 9.-13. tammikuuta 2007, jolloin eteläinen napa-alue kirkastui 30%. Tämä tapahtuma johtui todennäköisesti rikkidioksidin ruiskutuksesta mesosfääriin, joka sitten tiivistyi muodostaen kirkkaan usvan. Pyörteiden kahta silmää ei ole vielä selitetty.

Venuksen ensimmäisen pyörteen löysi pohjoisnavalta Pioneer Venus mission vuonna 1978. Löytö toinen suuri ’double-eyed’ vortex etelänavalle Venus tehtiin kesällä 2006 Venus Express, joka tuli yllätyksenä.,

Kuvia Akatsuki-luotain paljasti jotain vastaavaa jet stream tuulet pieni-ja keskituloisten pilvi alue, joka ulottuu 45 60 kilometrin korkeudessa. Tuulen nopeus maksimoitui lähellä päiväntasaajaa. Syyskuussa 2017 JAXA tutkijat nimesivät ilmiön ’Venuksen päiväntasaajan jet’.

yläilmakehän ja ionosphereEdit

mesosphere Venus ulottuu 65 km 120 km: n korkeuteen, ja thermosphere alkaa noin 120 km, lopulta saavuttaa ylemmän raja-ilmapiiri (exosphere) noin 220 350 km., Eksosfääri alkaa, kun ilmakehä muuttuu niin ohueksi, että törmäyksiä on ilmamolekyyliä kohden keskimäärin vähemmän kuin yksi.

Venuksen mesosfääri voidaan jakaa kahteen kerrokseen: alempi 62-73 km ja ylempi 73-95 km. Ensimmäisessä kerroksessa lämpötila on lähes vakio 230 K: ssa (-43 °C). Tämä kerros yhtyy yläpilvikannen kanssa. Toisessa kerroksessa lämpötila alkaa taas laskea ja saavuttaa noin 165 K (-108 °C) asteen 95 kilometrin korkeudessa, mistä mesopause alkaa. Se on kylmin osa Venuksen päiväsaaren tunnelmaa., Vuonna dayside mesopause, joka toimii raja mesosphere ja thermosphere ja sijaitsee välillä 95-120 m, lämpötila nousee jatkuvasti—noin 300-400 K (27-127 °C)—arvo vallalla thermosphere. Sen sijaan, nightside Venuksen thermosphere on kylmin paikka Venuksen lämpötila niin alhainen kuin 100 K (-173 °C). Sitä kutsutaan jopa kryosfääriksi.

liikkeeseen kuvioita ylä-mesosphere ja thermosphere Venus ovat täysin erilaisia kuin alemmassa ilmakehässä., Klo korkeus 90-150 km Venuksen ilma siirtyy dayside että nightside planeetan, jossa kumpuaminen yli aurinkoinen pallonpuoliskolla ja downwelling yli tumma pallonpuoliskolla. Se downwelling yli nightside aiheuttaa adiabaattinen lämmitys ilmaa, joka muodostaa lämmin kerros nightside mesosphere klo korkeus 90-120 km. Lämpötilan tämä kerros—230 K (-43 °C) on huomattavasti korkeampi kuin normaali lämpötila löydy nightside thermosphere—100 K (-173 °C)., Ilmaa kierrätetään päässä dayside myös kuljettaa happea atomit, jonka jälkeen rekombinaatio muodossa innoissaan molekyylejä hapen pitkäikäisiä singlet state (1Δg), joka sitten rentoutua ja päästää infrapuna-säteilyn aallonpituus 1.27 µm. Tätä 90-100 kilometrin korkeusalueen säteilyä havaitaan usein maasta ja avaruusaluksista. Nightside ylempi mesosphere ja thermosphere Venus on myös lähde ei-paikallinen termodynaamisen tasapainon CO2-päästöjä ja typpioksidin molekyylejä, jotka ovat vastuussa alhainen lämpötila nightside thermosphere.,

Venus Express-luotain on osoittanut, läpi tähtien occultation, että ilmakehän haze ulottuu paljon pidemmälle, jopa yön puolelle kuin päivän puolella. Päivän puolella pilvi kannen paksuus on 20 km ja ulottuu jopa noin 65 km, kun taas yön puolelle pilvi kannella muodossa paksu usva nousee jopa 90 km korkeudessa—hyvin mesosphere, jatkuvat entisestään 105 km niin avoimempi haze. Vuonna 2011 avaruusalus havaitsi, että Venuksella on ohut otsonikerros 100 kilometrin korkeudessa.

Venuksella on laajennettu ionosfääri, joka sijaitsee 120-300 kilometrin korkeudessa., Ionosfääri lähes yhtyy termosfääriin. Ionisaation korkea taso säilyy vain planeetan päiväseudulla. Yön yli elektronien pitoisuus on lähes nolla. Venuksen ionosfääri koostuu kolmesta kerroksesta: v1 120-130 km, v2 140-160 km ja v3 200-250 km. Lisäkerros voi olla lähellä 180 kilometriä. Suurin electron-tilavuus tiheys (määrä elektroneja yksikkö tilavuus) 3×1011 m−3 on saavutettu v2 kerros lähellä subsolar kohta., Ylemmän rajan ionosfäärin (the ionopause) sijaitsee korkeudessa 220-375 km ja erottaa plasma-planeetan alkuperää sen aiheuttama magnetosfäärin. Tärkein ionic lajien v1 ja v2 kerrokset on O2+ ioni, kun taas v3 kerros koostuu O+ – ionit. Myös ionosfäärin plasman on havaittu olevan liikkeessä; aurinko photoionization on dayside ja ion rekombinaatio on nightside ovat prosesseja, pääasiassa vastuussa nopeuttaa plasma havaitut nopeudet., Plasman virtaus näyttää olevan riittävä pitämään nightside ionosfäärin tai lähellä havaittu mediaani tasolla ion tiheydet.

Aiheuttama magnetosphereEdit

Venuksella ei tiettävästi ole magneettikenttää. Syy sen puuttuminen ei ole lainkaan selvää, mutta se saattaa liittyä pienempi intensiteetti konvektio vuonna Venuksen vaipan., Venuksella on vain aurinkotuulen kuljettaman auringon magneettikentän aiheuttama magnetosfääri. Tämä prosessi voidaan ymmärtää kenttäviivoiksi, jotka kietoutuvat esteen ympärille-tässä tapauksessa Venus. Aiheuttama magnetosfäärin Venus on keula shokki, magnetosheath, magnetopause ja magnetotail nykyisen levyn.

subsolaarisessa pisteessä keulasokki seisoo 1900 km (0,3 Rv, jossa Rv on Venuksen säde) Venuksen pinnan yläpuolella. Tämä etäisyys mitattiin vuonna 2007 lähellä auringon aktiivisuusrajaa. Lähellä auringon aktiivisuutta maksimi se voi olla useita kertoja kauempana planeetasta., Magnetopaussi sijaitsee 300 kilometrin korkeudessa. Ionosfäärin yläraja (ionopause) on lähellä 250 kilometriä. Välillä magnetopause ja ionopause on olemassa magneettinen este—paikallinen lisälaite magneettikentän, joka estää auringon plasman tunkeutumasta syvemmälle Venuksen ilmakehä, ainakin lähellä auringon aktiivisuus vähintään. Esteen magneettikenttä saavuttaa jopa 40 nT: n rajan. Magnetotail jatkuu jopa kymmenen säteellä planeetalta. Se on Venuksen magnetosfäärin aktiivisin osa. Pyrstössä on yhdistymistapahtumia ja hiukkaskiihdytystä., Magnetotailin elektronien ja ionien energiat ovat vastaavasti noin 100 eV ja 1000 eV.

Venuksen sisäisen magneettikentän puuttumisen vuoksi Aurinkotuuli tunkeutuu suhteellisen syvälle planetaariseen eksosfääriin ja aiheuttaa merkittävää ilmakehän menetystä. Tappio tapahtuu pääasiassa magnetotailin kautta. Tällä hetkellä kadoksissa olevat tärkeimmät ionit ovat O+, H+ ja He+. Suhde vety-happi-tappiot on noin 2 (eli lähes stoikiometrinen), joka osoittaa, menettää jatkuvasti vettä.