金星の大気

合成編集

金星の大気は96.5％の二酸化炭素、3.5％の窒素、および他の微量のガス、特に二酸化硫黄で構成されています。, 大気中の窒素の量は二酸化炭素の量に比べて比較的少ないが、大気は地球上のものよりもはるかに厚いため、地球上の窒素は大気の約78％を占めているにもかかわらず、その全窒素content有量は地球のおよそ四倍である。

大気中には、塩化水素（HCl）およびフッ化水素（HF）などの水素に基づくものを含む、少量の化合物の範囲が含まれています。 一酸化炭素、水蒸気および原子酸素もあります。, 水素は金星大気中では比較的不足しています。 大量の惑星の水素は宇宙に失われたと理論化されており、残りはほとんど硫酸（H2SO4）に結合しています。 かなりの量の水素の損失は、金星大気中で測定された非常に高いD–H比によって証明されています。 比は約0.015-0.025であり、これは100-150の地上値の1.6×10-4倍である。 いくつかの測定によると、金星の上層大気では、D/H比はバルク大気よりも1.5高い。,

2020年、金星の大気中で生命の存在を示す潜在的なバイオマーカーであるホスフィンが検出されたことが発表された。 金星に存在する既知の非生物源は、検出された量のホスフィンを生成することはできない。

2020年のパイオニア金星のデータの再分析では、塩素の一部と硫化水素のスペクトル特性のすべてが代わりにホスフィン関連であることが判明し、塩素の濃度と硫化水素の非検出よりも低いことを意味しています。,

2020年に公開されたプレプリントでは、2015年にアーカイブされた赤外線スペクトル測定の再分析では、金星大気中のホスフィンは明らかにならず、ホスフィン濃度の上限は体積あたり5億部であった。

2020年下旬、2020年のオリジナル出版物で使用されているデータ処理のレビューでは、ホスフィンのスペクトル特徴を含む複数のスプリアスラインが生じる補間誤差が明らかになった。, 固定アルゴリズムによるデータの再解析は、ホスフィンの検出をもたらさないか、または1ppbのはるかに低い濃度で検出されない。

対流圏編集

大気は高度に応じていくつかのセクションに分かれています。 大気の最も密度の高い部分である対流圏は、表面から始まり、65kmまで上向きに伸びています。, 炉のような表面では風は遅いですが、対流圏の上部では温度と圧力が地球のようなレベルに達し、雲は100m/s（360km/h）まで速度を拾います。

金星の表面の大気圧は地球の約92倍であり、海の表面から900メートル（3,000フィート）下にある圧力と同様である。 大気の質量は4である。,8×1020kg、地球の全大気の約93倍の質量。 表面における空気の密度は67kg/m3であり、これは地球上の液体水の6.5％である。 金星の表面に見られる圧力は、二酸化炭素が技術的にはもはやガスではなく、超臨界流体であることを十分に高くしています。 この超臨界二dioxideは、金星の表面全体を覆う一種の海を形成します。 この超臨界二dioxideの海は非常に効率的に熱を伝達し、夜と昼の間の温度変化を緩衝します（これは地上56日続きます）。,

大気中の大量のCO2と水蒸気と二酸化硫黄は強い温室効果を生み出し、太陽エネルギーを捕捉し、表面温度を740K（467℃）前後まで上昇させ、太陽から遠く離れていて、太陽エネルギーの25％（単位面積当たり）しか受け取らないにもかかわらず、太陽系の他のどの惑星よりも熱い。 表面の平均温度は鉛（600K、327°C）、錫（505K、232°C）および亜鉛（693K、420°C）の融点の上にあります。, 厚い対流圏はまた、惑星のゆっくりとした逆行回転により、単一の太陽日が116.5地球日間続くにもかかわらず、昼と夜の間の気温の差を小さくする。 金星の表面は、太陽が雲の後ろに再び上昇する前に暗闇の中で58.3日を費やしています。

金星の対流圏には、質量によって大気の99％が含まれています。 金星の大気の九十パーセントは、表面から28キロ以内であり、比較すると、地球の大気の90％は、表面から10キロ以内です。, 50kmの高さでは、大気圧は地球の表面の気圧とほぼ同じです。 金星の夜の側では、雲はまだ表面の80キロメートルで見つけることができます。

地球に最も似た対流圏の高度は、対流圏と中間圏の境界である対流圏界面の近くにあります。 それはわずかに50キロ以上に位置しています。 マゼラン探査機とヴィーナス-エクスプレス探査機による測定によると、52.5から54kmの高度は293K（20℃）から310K（37℃）の間の温度であり、高度は49である。,地表から5キロメートル上にあるのは、海面で地球と同じ圧力になる場所です。 金星に送られた有人船はある程度温度の違いを補うことができるので、表面から約50-54kmほどの場所は、探査やコロニーの基礎となる最も簡単な高度であり、温度は273K(0°C)から323K(50°C)の重要な”液体の水”範囲にあり、地球の居住可能な地域と同じ気圧である。, CO2は空気よりも重いので、コロニーの空気（窒素と酸素）は、飛行船のようにその高度で構造物を浮遊させ続けることができます。

CirculationEdit

金星の対流圏の循環は、いわゆる循環栄養流に従います。 その風速は、ほぼ純粋に帯状の流れにおける圧力勾配と遠心力のバランスによって大まかに決定される。 これとは対照的に、地球大気の循環は地衡によって支配されています。, 金星の風速は、上部の雲の甲板に対応する高度60-70kmの上部対流圏（対流圏界面）でのみ直接測定することができます。 雲の動きは、通常、雲間のコントラストが最も高いスペクトルの紫外部で観察されます。 このレベルでの線形風速は約100±10m/sで、緯度は50°より低い。 彼らは惑星の逆行回転の方向に吹くという意味で逆行しています。 風はすぐに高緯度に向かって減少し、最終的に極でゼロに達する。, このような強い雲上風は、大気の超自転として知られる現象を引き起こします。 言い換えれば、これらの高速風は、惑星自体が回転するよりも速く惑星全体を一周します。 金星の超自転は差動であり、これは赤道対流圏が中緯度で対流圏よりもゆっくりと回転することを意味します。 風はまた、強い垂直勾配を持っています。 彼らはkmあたり3m/sの速度で対流圏の深いところで減少します。 金星の表面近くの風は地球上のそれよりもはるかに遅いです。, 彼らは実際には時速わずか数キロメートル（一般的には2m/s未満、平均0.3-1.0m/s）で移動しますが、表面の大気密度が高いため、これはまだ水の流れのゆっくりとした流れのように、表面を横切って塵や小さな石を運ぶのに十分です。

金星のすべての風は最終的に対流によって 熱い空気は赤道帯で上昇し、太陽熱が集中して極に流れます。 このような対流圏のほぼ惑星全体の転覆は、ハドレー循環と呼ばれています。 しかし、子午線の空気の動きは帯状風よりもはるかに遅い。 金星の惑星全体のハドレー細胞の極端極限は±60°の緯度に近い。, ここでは、空気が下降し始め、雲の下の赤道に戻ります。 この解釈は、一酸化炭素の分布によって支持され、これは±60°の緯度の近傍にも集中している。 ハドレー細胞の極辺では、異なる循環パターンが観察される。 緯度の範囲では、60°-70°の冷たい極の襟が存在する。 それらは、近くの緯度で上部対流圏よりも約30-40K低い温度によって特徴付けられる。 より低い温度は、おそらくそれらの中の空気の湧昇およびその結果として生じる断熱冷却によって引き起こされる。, このような解釈は、襟の密度が高く、より高い雲によって支持される。 雲は襟の高度70—72kmにあります-極と低緯度よりも約5km高いです。 このようなジェットは、ハドレー型循環の自然な結果であり、緯度55-60°の間に金星に存在するはずです。

極渦として知られている奇妙な構造は、冷たい極の襟の中にあります。 彼らは彼らの地上の類似体よりも四倍大きな巨大なハリケーンのような嵐です。, それぞれの渦は二つの”目”を持っています—回転の中心は、異なるS字型の雲の構造によって接続されています。 このような二重の目の構造は、極双極子とも呼ばれます。 渦は大気の一般的な超回転の方向に約3日間の周期で回転する。 線形風速は外の端の近くで35-50m/sおよび棒でゼロである。 各極渦の雲頂の温度は、近くの極の襟よりもはるかに高く、250K(-23°C)に達します。, 極渦の従来の解釈は、それらが中央で下降し、冷たい極の襟で上昇する高気圧であるということである。 このタイプの循環は、地球上の冬の極性高気圧渦、特に南極大陸で見つかったものに似ています。 さまざまな赤外線大気窓の観測から、極の近くで観測された高気圧循環は、高度50kmまで、すなわち雲の底まで深く浸透することが示されています。, 極域上部対流圏と中間圏は非常にダイナミックであり、大きな明るい雲が数時間の空間に現れ、消えることがあります。 そのようなイベントの一つは、9月13日から2007年の間に金星エクスプレスによって観測され、南極地域は30％明るくなった。 このイベントは、おそらく中間圏への二酸化硫黄の注入によって引き起こされ、その後凝縮し、明るいヘイズを形成した。 渦の中の二つの目はまだ説明されていない。

金星の最初の渦は、1978年にパイオニア-ヴィーナス-ミッションによって北極で発見されました。 金星の南極での第二の大きな”二重の目”渦の発見は、2006年の夏に金星エクスプレスによって行われましたが、それは驚くことではありませんでした。,

あかつきオービターからの画像は、高度45から60キロメートルまで伸びる低および中雲領域のジェットストリーム風に似たものを明らかにした。 風速は赤道付近で最大になりました。 2017年、JAXAの科学者たちはこの現象を”金星赤道ジェット”と命名した。

上層大気と電離層編集

金星の中間圏は65kmから120kmの高さに伸びており、熱圏は約120kmから始まり、最終的には約220-350kmの大気（外圏）の上限に達する。, 外気圏は、大気が非常に薄くなり、空気分子当たりの平均衝突回数が一つ未満になると始まります。

金星の中間圏は二つの層に分けることができます：62-73キロの間の下のものと73-95キロの間の上のもの。 最初の層では、温度は230K（-43℃）でほぼ一定である。 この層は上の雲のデッキと一致します。 第二層では、温度が再び低下し始め、メソポーズが始まる高度165K(-108°C)で95kmに達する。 それは金星の昼側の雰囲気の中で最も寒い部分です。, 中間圏と熱圏の境界として機能し、95-120kmの間に位置する日中のメソポーズでは、温度は約300—400K（27-127℃）の一定の値まで上昇する。 対照的に、夜の金星熱圏は金星で最も寒い場所であり、温度は100K（-173℃）と低い。 それは凍結圏とも呼ばれています。

金星の上部中間圏と熱圏の循環パターンは、下部大気の循環パターンとはまったく異なります。, 高度90-150kmでは、金星の空気は太陽に照らされた半球上で湧き上がり、暗い半球上で湧き上がることで、惑星の昼側から夜側に移動します。 夜側に降り注ぐことにより空気が断熱的に加熱され、高度90-120kmの夜側中間圏に暖かい層が形成される。 この層の温度—230K(-43°C)—は、夜間の熱圏で見られる典型的な温度—100K(-173°C)よりもはるかに高い。, 昼側から循環する空気はまた酸素原子を運び、再結合後に長寿命の一重項状態（1Δg）で酸素の励起分子を形成し、その後緩和波長1.27μmで赤外線を発 高度90-100kmの範囲からのこの放射は、地上や宇宙船からしばしば観測されます。 金星の夜側上部中間圏および熱圏は、夜側熱圏の低温の原因となるCO2および一酸化窒素の非局所的熱力学的平衡排出の源でもあります。,

金星エクスプレスプローブは、恒星の掩蔽を通じて、大気の霞が昼側よりも夜側ではるかに遠くまで広がっていることを示しています。 昼側では雲の甲板の厚さは20km、最大約65kmまで伸びていますが、夜側では厚い霞の形の雲の甲板は高度90kmまで達し、中間圏に入り込み、より透明な霞としてさらに105kmまで続きます。 2011年、宇宙船は金星の高度100kmで薄いオゾン層を持っていることを発見しました。

金星は高度120-300kmに位置する拡張電離層を持っています。, 電離層は熱圏とほぼ一致する。 高レベルのイオン化は、惑星の日中にのみ維持されます。 夜の間、電子の濃度はほぼゼロです。 金星の電離層はv1が120から130km、v2が140から160km、v3が200から250kmの三つの層からなっている。 180km近くに追加の層があるかもしれません。 3×1011m−3の最大電子体積密度（体積の単位における電子の数）は、サブソーラー点近くのv2層に達する。, 電離層の上部境界（電離界面）は高度220-375kmに位置し、惑星起源のプラズマと誘導磁気圏のプラズマを分離しています。 V1およびv2層の主なイオン種はO2+イオンであるが、v3層はO+イオンで構成されている。 電離層プラズマは運動していることが観測され，昼側では太陽光イオン化と夜側ではイオン再結合が主に観測された速度までプラズマを加速する過程である。, プラズマ流は夜側の電離層を観測されたイオン密度の中央値レベルまたはその近くに維持するのに十分であると思われる。

誘導磁気圏編集

金星は磁場を持たないことが知られています。 その不在の理由はまったく明らかではありませんが、金星マントルの対流の強度の低下に関連している可能性があります。, 金星は、太陽風によって運ばれる太陽の磁場によって形成された誘導磁気圏のみを持っています。 このプロセスは、障害物—この場合の金星-の周りを包む磁力線として理解することができます。 金星の誘導された磁気圏には、現在のシートとの弓状衝撃、磁気シース、磁気圏界面および磁気テールがあります。

太陽の下の点では、ボウショックは金星の表面の上に1900km（0.3Rv、Rvは金星の半径）にあります。 この距離は、2007年に太陽活動最小値の近くで測定されました。 太陽活動の最大値の近くでは、惑星から数倍遠くになることがあります。, 磁気圏界面は高度300kmに位置しています。 電離層（電離圏界面）の上部境界は250km近くです。 磁気圏界面と電離圏界面の間には磁気障壁が存在し、これは磁場の局所的な増強であり、太陽プラズマが少なくとも太陽活動最小値に近い金星大気に深く浸透するのを防ぎます。 障壁の磁界は40までnTに達する。 マグネトテールは惑星から十半径まで続きます。 それは金星磁気圏の最も活発な部分です。 尾部には再接続イベントと粒子加速があります。, 磁気テール中の電子とイオンのエネルギーは、それぞれ約100eVと1000eVです。

金星に固有の磁場がないため、太陽風は惑星の外圏に比較的深く浸透し、実質的な大気損失を引き起こします。 損失は、主に磁気テールを介して起こります。 現在、失われている主なイオンタイプは、O+、H+およびHe+である。 酸素損失に対する水素の比は、水の継続的な損失を示す約2（すなわち、ほぼ化学量論的）である。