Atmosfera di Venere

Composizionemodifica

L’atmosfera di Venere è composta al 96,5% di anidride carbonica, al 3,5% di azoto e tracce di altri gas, in particolare anidride solforosa., La quantità di azoto nell’atmosfera è relativamente piccola rispetto alla quantità di anidride carbonica, ma poiché l’atmosfera è molto più spessa di quella sulla Terra, il suo contenuto totale di azoto è circa quattro volte superiore a quello terrestre, anche se sulla Terra l’azoto costituisce circa il 78% dell’atmosfera.

L’atmosfera contiene una gamma di composti in piccole quantità, tra cui alcuni a base di idrogeno, come l’acido cloridrico (HCl) e l’acido fluoridrico (HF). C’è monossido di carbonio, vapore acqueo e ossigeno atomico pure., L’idrogeno è relativamente scarso nell’atmosfera venusiana. Si ipotizza che una grande quantità di idrogeno del pianeta sia stata persa nello spazio, mentre il resto è principalmente legato all’acido solforico (H2SO4). La perdita di quantità significative di idrogeno è dimostrata da un rapporto D–H molto alto misurato nell’atmosfera venusiana. Il rapporto è di circa 0,015-0,025, che è 100-150 volte superiore al valore terrestre di 1,6×10-4. Secondo alcune misurazioni, nell’atmosfera superiore di Venere il rapporto D / H è 1,5 superiore rispetto all’atmosfera di massa.,

Nel settembre 2020, è stato annunciato che la fosfina, un potenziale biomarcatore che indica la presenza di vita, era stata rilevata nell’atmosfera di Venere. Nessuna fonte abiotica nota presente su Venere potrebbe produrre fosfina nelle quantità rilevate.

La ri-analisi dei dati di Pioneer Venus nel 2020 ha trovato parte del cloro e tutte le caratteristiche spettrali dell’idrogeno solforato sono invece correlate alla fosfina, il che significa una concentrazione di cloro inferiore al pensiero e la non rilevazione dell’idrogeno solforato.,

In un preprint reso disponibile nell’ottobre 2020, una nuova analisi delle misurazioni spettrali all’infrarosso archiviate nel 2015 non ha rivelato alcuna fosfina nell’atmosfera venusiana, ponendo un limite superiore per la concentrazione di fosfina a 5 parti per miliardo in volume-un quarto del valore spettroscopico riportato a settembre).

Alla fine di ottobre 2020, la revisione del trattamento dei dati utilizzati nella pubblicazione originale di settembre 2020, ha rivelato un errore di interpolazione con conseguente più linee spurie, inclusa la caratteristica spettrale della fosfina., La rianalisi dei dati con l’algoritmo fisso non comporta il rilevamento della fosfina o la rileva con una concentrazione molto più bassa di 1ppb.

TroposphereEdit

L’atmosfera è divisa in un numero di sezioni a seconda dell’altitudine. La parte più densa dell’atmosfera, la troposfera, inizia in superficie e si estende fino a 65 km., Sulla superficie del forno i venti sono lenti, ma nella parte superiore della troposfera la temperatura e la pressione raggiungono livelli simili alla Terra e le nuvole raggiungono velocità fino a 100 m/s (360 km/h).

La pressione atmosferica sulla superficie di Venere è di circa 92 volte quella della Terra, simile a pressione trova a 900 m (3.000 piedi) sotto la superficie dell’oceano. L’atmosfera ha una massa di 4.,8×1020 kg, circa 93 volte la massa dell’atmosfera totale della Terra. La densità dell’aria in superficie è di 67 kg / m3, che è del 6,5% quella dell’acqua liquida sulla Terra. La pressione trovata sulla superficie di Venere è abbastanza alta che l’anidride carbonica tecnicamente non è più un gas, ma un fluido supercritico. Questa anidride carbonica supercritica forma una specie di mare che copre l’intera superficie di Venere. Questo mare di anidride carbonica supercritica trasferisce il calore in modo molto efficiente, tamponando i cambiamenti di temperatura tra notte e giorno (che durano 56 giorni terrestri).,

La grande quantità di CO2 in atmosfera, insieme con il vapore acqueo e biossido di zolfo creare un forte effetto serra, cattura l’energia solare e l’innalzamento della temperatura superficiale di circa 740 K (467 °C), più caldo rispetto a qualsiasi altro pianeta del Sistema Solare, anche quella di Mercurio, pur essendo situato lontano dal Sole e la ricezione di solo il 25% dell’energia solare per unità di superficie) Mercurio fa. La temperatura media sulla superficie è superiore ai punti di fusione di piombo (600 K, 327 °C), stagno (505 K, 232 °C) e zinco (693 K, 420 °C)., La spessa troposfera fa anche la differenza di temperatura tra il lato giorno e quello notte, anche se la lenta rotazione retrograda del pianeta fa sì che un singolo giorno solare duri 116,5 giorni terrestri. La superficie di Venere trascorre 58,3 giorni nell’oscurità prima che il sole sorga di nuovo dietro le nuvole.

La troposfera su Venere contiene il 99% dell’atmosfera in massa. Il novanta per cento dell’atmosfera di Venere si trova a 28 km dalla superficie; in confronto, il 90% dell’atmosfera terrestre si trova a 10 km dalla superficie., Ad un’altezza di 50 km la pressione atmosferica è approssimativamente uguale a quella sulla superficie della Terra. Sul lato notturno di Venere si possono ancora trovare nuvole a 80 km sopra la superficie.

L’altitudine della troposfera più simile alla Terra è vicino alla tropopausa—il confine tra troposfera e mesosfera. Si trova leggermente sopra i 50 km. Secondo le misurazioni delle sonde Magellan e Venus Express, l’altitudine da 52,5 a 54 km ha una temperatura compresa tra 293 K (20 °C) e 310 K (37 °C) e l’altitudine a 49.,5 km sopra la superficie è dove la pressione diventa la stessa della Terra al livello del mare. Come equipaggio di navi inviate a Venere sarebbe in grado di compensare le differenze di temperatura in una certa misura, ovunque da circa 50 a 54 km sopra la superficie potrebbe essere il più facile altitudine in cui alla base di un’esplorazione o di colonia, dove la temperatura dovrebbe essere il cruciale “acqua liquida” gamma di 273 K (0 °C) 323 K (50 °C) e la pressione dell’aria è la stessa abitabile regioni della Terra., Poiché la CO2 è più pesante dell’aria, l’aria della colonia (azoto e ossigeno) potrebbe mantenere la struttura fluttuante a quell’altitudine come un dirigibile.

Circolazionemodifica

La circolazione nella troposfera di Venere segue il cosiddetto flusso ciclostrofico. Le sue velocità del vento sono determinate approssimativamente dall’equilibrio del gradiente di pressione e delle forze centrifughe in un flusso quasi puramente zonale. Al contrario, la circolazione nell’atmosfera terrestre è governata dall’equilibrio geostrofico., Le velocità del vento di Venere possono essere misurate direttamente solo nella troposfera superiore (tropopausa), tra 60-70 km, altitudine, che corrisponde al ponte nuvoloso superiore. Il movimento delle nuvole si osserva solitamente nella parte ultravioletta dello spettro, dove il contrasto tra le nuvole è il più alto. Le velocità lineari del vento a questo livello sono circa 100 ± 10 m / s a una latitudine inferiore a 50°. Sono retrogradi nel senso che soffiano nella direzione della rotazione retrograda del pianeta. I venti diminuiscono rapidamente verso le latitudini più elevate, raggiungendo infine lo zero ai poli., Tali forti venti nuvolosi causano un fenomeno noto come super-rotazione dell’atmosfera. In altre parole, questi venti ad alta velocità circondano l’intero pianeta più velocemente di quanto il pianeta stesso ruoti. La super-rotazione su Venere è differenziale, il che significa che la troposfera equatoriale ruota più lentamente della troposfera alle medie. I venti hanno anche una forte pendenza verticale. Declinano in profondità nella troposfera con il tasso di 3 m / s per km. I venti vicino alla superficie di Venere sono molto più lenti di quelli sulla Terra., In realtà si muovono a pochi chilometri all’ora (generalmente meno di 2 m/s e con una media di 0,3-1,0 m/s), ma a causa dell’alta densità dell’atmosfera in superficie, questo è ancora sufficiente per trasportare polvere e piccole pietre sulla superficie, proprio come una corrente d’acqua che si muove lentamente.

Tutti i venti su Venere sono infine guidati dalla convezione. L’aria calda sale nella zona equatoriale, dove il riscaldamento solare è concentrato e scorre verso i poli. Un tale ribaltamento quasi planetario della troposfera è chiamato circolazione di Hadley. Tuttavia, i movimenti dell’aria meridionale sono molto più lenti dei venti zonali. Il limite di poleward della cellula di Hadley su tutto il pianeta su Venere è vicino a ±60° latitudini., Qui l’aria inizia a scendere e ritorna all’equatore sotto le nuvole. Questa interpretazione è supportata dalla distribuzione del monossido di carbonio, che è anche concentrato in prossimità di ±60° latitudini. Poleward della cellula di Hadley si osserva un diverso modello di circolazione. Nell’intervallo di latitudine esistono collari polari freddi da 60°a 70°. Sono caratterizzati da temperature di circa 30-40 K inferiori rispetto alla troposfera superiore alle latitudini vicine. La temperatura più bassa è probabilmente causata dall’upwelling dell’aria in essi e dal conseguente raffreddamento adiabatico., Tale interpretazione è supportata dalle nuvole più dense e più alte nei collari. Le nuvole si trovano a 70-72 km di altitudine nei collari-circa 5 km più in alto rispetto ai poli e alle basse latitudini. Può esistere una connessione tra i collari freddi e i getti midlatitude ad alta velocità in cui i venti soffiano veloci come 140 m / s. Tali getti sono una conseguenza naturale della circolazione di tipo Hadley e dovrebbero esistere su Venere tra 55-60° di latitudine.

Strutture dispari note come vortici polari si trovano all’interno dei collari polari freddi. Sono gigantesche tempeste simili a uragani quattro volte più grandi dei loro analoghi terrestri., Ogni vortice ha due “occhi” -i centri di rotazione, che sono collegati da distinte strutture nuvolose a forma di S. Tali strutture a doppio occhio sono anche chiamate dipoli polari. I vortici ruotano con il periodo di circa 3 giorni nella direzione della super-rotazione generale dell’atmosfera. Le velocità del vento lineari sono 35-50 m/s vicino ai loro bordi esterni e zero ai poli. La temperatura alle cime delle nuvole in ogni vortice polare è molto più alta che nei collari polari vicini, raggiungendo 250 K (-23 °C)., L’interpretazione convenzionale dei vortici polari è che sono anticicloni con downwelling al centro e upwelling nei collari polari freddi. Questo tipo di circolazione assomiglia a un vortice anticiclonico polare invernale sulla Terra, specialmente quello che si trova sull’Antartide. Le osservazioni nelle varie finestre atmosferiche infrarosse indicano che la circolazione anticiclonica osservata vicino ai poli penetra fino a 50 km di altitudine, cioè alla base delle nuvole., La troposfera superiore polare e la mesosfera sono estremamente dinamiche; grandi nuvole luminose possono apparire e scomparire nello spazio di poche ore. Uno di questi eventi è stato osservato da Venus Express tra il 9 e il 13 gennaio 2007, quando la regione polare meridionale è diventata più luminosa del 30%. Questo evento è stato probabilmente causato da un’iniezione di anidride solforosa nella mesosfera, che poi si è condensata formando una foschia luminosa. I due occhi nei vortici devono ancora essere spiegati.

Il primo vortice su Venere fu scoperto al polo nord dalla missione Pioneer Venus nel 1978. Una scoperta del secondo grande vortice “a doppio occhio” al polo sud di Venere è stata fatta nell’estate del 2006 da Venus Express, che non ha sorpreso.,

Le immagini dall’orbiter Akatsuki hanno rivelato qualcosa di simile ai venti delle correnti a getto nella regione delle nuvole basse e medie, che si estende da 45 a 60 chilometri di altitudine. La velocità del vento massimizzata vicino all’equatore. A settembre 2017 gli scienziati di JAXA hanno chiamato questo fenomeno “jet equatoriale venusiano”.

Atmosfera superiore e ionosfereedit

La mesosfera di Venere si estende da 65 km a 120 km di altezza e la termosfera inizia a circa 120 km, raggiungendo infine il limite superiore dell’atmosfera (esosfera) a circa 220-350 km., L’esosfera inizia quando l’atmosfera diventa così sottile che il numero medio di collisioni per molecola d’aria è inferiore a uno.

La mesosfera di Venere può essere divisa in due strati: quello inferiore tra 62-73 km e quello superiore tra 73-95 km. Nel primo strato la temperatura è quasi costante a 230 K (-43 °C). Questo strato coincide con il ponte nuvola superiore. Nel secondo strato, la temperatura inizia a diminuire di nuovo, raggiungendo circa 165 K (-108 °C) all’altitudine di 95 km, dove inizia la mesopausa. È la parte più fredda dell’atmosfera diurna venusiana., Nella mesopausa diurna, che funge da confine tra la mesosfera e la termosfera e si trova tra 95-120 km, la temperatura aumenta a una costante—circa 300-400 K (27-127 °C)—valore prevalente nella termosfera. Al contrario, la termosfera venusiana notturna è il luogo più freddo su Venere con temperatura fino a 100 K (-173 °C). È anche chiamato criosfera.

I modelli di circolazione nella mesosfera superiore e nella termosfera di Venere sono completamente diversi da quelli nell’atmosfera inferiore., Ad altitudini 90-150 km l’aria venusiana si sposta dal lato del giorno alla notte del pianeta, con upwelling sull’emisfero illuminato dal sole e downwelling sull’emisfero scuro. Il downwelling sopra la notte provoca il riscaldamento adiabatico dell’aria, che forma uno strato caldo nella mesosfera notturna alle altitudini 90-120 km. La temperatura di questo strato – 230 K (-43 °C)—è molto più alta della temperatura tipica trovata nella termosfera notturna—100 K (-173 °C)., L’aria circolata dal lato del giorno trasporta anche atomi di ossigeno, che dopo la ricombinazione formano molecole eccitate di ossigeno nello stato singoletto longevo (1Δg), che poi si rilassano ed emettono radiazioni infrarosse alla lunghezza d’onda di 1,27 µm. Questa radiazione dalla gamma di altitudine 90-100 km è spesso osservata da terra e veicoli spaziali. La mesosfera superiore notturna e la termosfera di Venere sono anche la fonte di emissioni di equilibrio termodinamico non locali di CO2 e molecole di ossido nitrico, che sono responsabili della bassa temperatura della termosfera notturna.,

La sonda Venus Express ha mostrato attraverso l’occultazione stellare che la foschia atmosferica si estende molto più in alto sul lato notturno rispetto al lato diurno. Sul lato giorno il ponte nuvoloso ha uno spessore di 20 km e si estende fino a circa 65 km, mentre sul lato notte il ponte nuvoloso sotto forma di una fitta foschia raggiunge fino a 90 km di altitudine—ben nella mesosfera, continuando ancora oltre a 105 km come una foschia più trasparente. Nel 2011, la sonda ha scoperto che Venere ha un sottile strato di ozono ad un’altitudine di 100 km.

Venere ha una ionosfera estesa situata ad altitudini 120-300 km., La ionosfera coincide quasi con la termosfera. Gli alti livelli di ionizzazione sono mantenuti solo durante il giorno del pianeta. Durante la notte la concentrazione degli elettroni è quasi zero. La ionosfera di Venere è composta da tre strati: v1 tra 120 e 130 km, v2 tra 140 e 160 km e v3 tra 200 e 250 km. Potrebbe esserci uno strato aggiuntivo vicino a 180 km. La densità massima del volume di elettroni (numero di elettroni in un’unità di volume) di 3×1011 m−3 viene raggiunta nello strato v2 vicino al punto subsolare., Il limite superiore della ionosfera (la ionopausa) si trova ad altitudini 220-375 km e separa il plasma dell’origine planetaria da quello della magnetosfera indotta. La principale specie ionica negli strati v1 e v2 è lo ion O2+, mentre lo strato v3 è costituito da ioni O+. Si osserva che il plasma ionosferico è in movimento; la fotoionizzazione solare sul lato del giorno e la ricombinazione ionica sul lato della notte sono i processi principalmente responsabili dell’accelerazione del plasma alle velocità osservate., Il flusso di plasma sembra essere sufficiente a mantenere la ionosfera notturna a o vicino al livello mediano osservato delle densità di ioni.

Magnetosfera indotta

Venere non ha un campo magnetico. La ragione della sua assenza non è affatto chiara, ma può essere correlata a una ridotta intensità di convezione nel mantello venusiano., Venere ha solo una magnetosfera indotta formata dal campo magnetico del Sole trasportato dal vento solare. Questo processo può essere inteso come le linee di campo che avvolgono un ostacolo-Venere in questo caso. La magnetosfera indotta di Venere ha un bow shock, magnetosheath, magnetopausa e magnetotail con il foglio di corrente.

Nel punto subsolare lo shock di prua si trova a 1900 km (0,3 Rv, dove Rv è il raggio di Venere) sopra la superficie di Venere. Questa distanza è stata misurata nel 2007 vicino al minimo di attività solare. Vicino al massimo dell’attività solare può essere più volte più lontano dal pianeta., La magnetopausa si trova all’altitudine di 300 km. Il limite superiore della ionosfera (ionopausa) è vicino a 250 km. Tra la magnetopausa e la ionopausa esiste una barriera magnetica-un miglioramento locale del campo magnetico, che impedisce al plasma solare di penetrare più in profondità nell’atmosfera venusiana, almeno vicino al minimo di attività solare. Il campo magnetico nella barriera raggiunge fino a 40 nT. La magnetotail continua fino a dieci raggi dal pianeta. È la parte più attiva della magnetosfera venusiana. Ci sono eventi di riconnessione e accelerazione delle particelle nella coda., Le energie di elettroni e ioni nel magnetotail sono rispettivamente di circa 100 eV e 1000 eV.

A causa della mancanza del campo magnetico intrinseco su Venere, il vento solare penetra relativamente in profondità nell’esosfera planetaria e causa una sostanziale perdita di atmosfera. La perdita avviene principalmente tramite il magnetotail. Attualmente i principali tipi di ioni che vengono persi sono O+, H + e He+. Il rapporto tra le perdite di idrogeno e ossigeno è di circa 2 (cioè quasi stechiometrico) che indica la continua perdita di acqua.