금성의 대기

CompositionEdit

분위기의 금성의 구성 96.5%이산화탄소,3.5%,질소 및 추적의 기타 가스,특히 이산화황., 양의 질소 분위기에서이에 비해 상대적으로 작은 양의 이산화탄소,하지만 분위기 때문에 그래서 훨씬 더 두꺼운 것보다는 지구에서의 총 질소 함량은 대략 네 번 더 높은 지구보다도 지구상에서 질소로 대한의 78%공합니다.

대기는 염화수소(HCl)및 불화 수소(hf)와 같은 수소를 기본으로하는 일부를 포함하여 소량의 다양한 화합물을 포함합니다. 일산화탄소,물 증기 및 원자 산소도 있습니다., 수소는 Venusian 대기에서 상대적으로 공급 부족에있다. 행성의 많은 양의 수소가 우주로 손실 된 것으로 이론화되었으며,나머지는 대부분 황산(H2SO4)에 묶여 있습니다. 상당한 양의 수소의 손실은 Venusian 대기에서 측정 된 매우 높은 D–H 비율에 의해 입증됩니다. 비율은 약 0.015–0.025 이며,이는 1.6×10-4 의 지상 값보다 100-150 배 높습니다. 일부 측정에 따르면,금성의 상부 대기에서 d/H 비율은 벌크 대기보다 1.5 높다.,

2020 년 9 월,생명의 존재를 나타내는 잠재적 인 바이오 마커 인 포스 핀이 금성의 대기에서 검출되었다고 발표되었습니다. 금성에 존재하는 알려진 비 생물 공급원은 검출 된 양으로 포스 핀을 생성 할 수 없었다.

re-분석 파이어니어 비너스 데이터에서 2020 년이 발견된 부분의 염소와 황화 수소의 스펙트럼의 기능을 대신 phosphine 관련,의미를 생각보다 낮은 농도의 염소와 비 탐지의 황화수소.,

에 preprint 에서 이용할 수 있 월,2020 년에 다시한 분석 보관된 적외선 스펙트럼 측정 2015 년에 공개하지 않았다 모든 인화수소에서 금성의 분위기를 배치하는 상한 인화수소 농도에서는 5parts per billion by volume—분기의 분광 가치 보고서).

에 월 하순,2020 년 검토 데이터의 처리에 사용되는 원래 출 월,2020 년을 밝혔 보간 오류가의 결과로 여러 가짜 라인을 포함하여 스펙트럼의 기능 phosphine., Re-데이터 분석을 가진 고정 알고리즘하지 않거나 결과 검색에서의 인화수소 또는 검출로 훨씬 낮은 농도의 1ppb.

TroposphereEdit

대기는 고도에 따라 여러 구간으로 나뉩니다. 대기의 가장 조밀 한 부분 인 대류권은 표면에서 시작하여 위쪽으로 65km 까지 확장됩니다., 용광로에서 같은 표면이 바람은 느리고,하지만 상단에서의 대류권은 온도 및 압력에 도달하면 지구와 같은 수준이며 구름 속도를 선택하는 100m/s(360km/h).

대기압 표면에서의 비너스가 약 92 그것이 지구와 비슷한 압력이 발견 900m(3,000ft)아래의 표면이 바다입니다. 대기의 질량은 4 입니다.,8×1020kg,지구 전체 대기 질량의 약 93 배. 표면의 공기 밀도는 67kg/m3 이며,이는 지구상의 액체 물 6.5%입니다. 금성의 표면에서 발견되는 압력은 이산화탄소가 기술적으로 더 이상 가스가 아니라 초 임계 유체 일 정도로 충분히 높습니다. 이 초 임계 이산화탄소는 금성의 전체 표면을 덮는 일종의 바다를 형성합니다. 이 바다의 임계초과 이산화탄소는 열을 전달을 효율적으로 버퍼링 온도 변화 사이 낮과 밤(는 지난 56 육 일)입니다.,

의 많은 양의 CO2 에서 분위기와 함께 물 증기 및 이산화황을 만듭 강한 온실 효과 트랩 태양 에너지 및 높이가 표면 온도가 주위 740K(467°C),보다 더 뜨거운 다른 행성에서 태양계,심지어의 것 수은 위치함에도 불구하고 멀리 떨어져서 일하고 수신만의 25%를 태양 에너지(단위당 지역)수은 않습니다. 표면의 평균 온도는 납(600K,327°C),주석(505K,232°C)및 아연(693K,420°c)의 융점 이상입니다., 두꺼운 대류권은 또한 온도 차가 낮과 밤의 측면에 작더라도,느린 회전 역행은 행성의 원인을 하나의 태양광 일의 마지막 116.5 지구를 일입니다. 금성의 표면은 태양이 구름 뒤에서 다시 상승하기 전에 어둠 속에서 58.3 일을 보낸다.

금성의 대류권은 질량으로 대기의 99%를 포함합니다. 금성 대기의 90%는 표면에서 28km 이내입니다;비교해 보면 지구 대기의 90%는 표면에서 10km 이내입니다., 50km 의 높이에서 대기압은 지구 표면에서의 기압과 거의 같습니다. 금성 구름의 밤 측면에서 여전히 표면 위의 80km 에서 찾을 수 있습니다.

지구와 가장 유사한 대류권의 고도는 대류권과 중간권 사이의 경계 인 대류권 근처에 있습니다. 그것은 50km 보다 약간 위에 위치하고 있습니다. 에 따라 측정하여 마젤란과 금성이 익스프레스 프로브,고도에서 52.5 54km 은 온도 사이 293K(20°C)및 310K(37°C),고 고도에 49.,지표면 위의 5 킬로미터는 압력이 해수면에서 지구와 동일 해지는 곳입니다. 으로 유인 배송 금성할 수 있을 것입의 차이를 보상하기 위해 온도 어느 정도까지,어디에서 약 50 54km 또는 그래서 위의 표면 될 것이 가장 쉬운에서 고도의 기반이 되는 탐사 또는 콜로디온 것 중요한”액체 물”의 범위 273K(0°C)323K(50°C)및 에어 압력을 동일한으로 거주 지역의 지구입니다., 으로는 CO2 보다 무거운 공기,식민지 공기(질소와 산소)을 유지할 수 있는 구조동에서는 고도 같은 비행선.

CirculationEdit

금성의 대류권에서의 순환은 소위 cyclostrophic 흐름을 따른다. 그 윈드 스피드는 거의 순전히 구역 흐름에서 압력 구배와 원심력의 균형에 의해 대략 결정됩니다. 대조적으로,지구 대기의 순환은 지구 위축 균형에 의해 지배된다., Venus 의 windspeeds 는 상부 구름 갑판에 해당하는 60-70km 사이의 상부 대류권(tropopause)에서만 직접 측정 할 수 있습니다. 구름 운동은 일반적으로 구름 사이의 대비가 가장 높은 스펙트럼의 자외선 부분에서 관찰됩니다. 이 수준의 선형 풍속은 50°위도보다 낮은 곳에서 약 100±10m/s 입니다. 그들은 행성의 역행 회전의 방향으로 불어 오는 의미에서 역행합니다. 바람은 고위도쪽으로 빠르게 감소하여 결국 극에서 0 에 도달합니다., 이러한 강한 구름 꼭대기 바람은 대기의 초 회전으로 알려진 현상을 일으 킵니다. 다른 말로하면,이러한 고속 바람은 행성 자체가 회전하는 것보다 빠르게 행성 전체를 돌고 있습니다. 금성에 대한 초 회전은 차등이며,이는 적도 대류권이 중류권에서 대류권보다 더 천천히 슈퍼 회전한다는 것을 의미합니다. 바람은 또한 강한 수직 구배를 가지고 있습니다. 그들은 km 당 3m/s 의 속도로 대류권 깊숙이 감소합니다. 금성 표면 근처의 바람은 지구보다 훨씬 느립니다., 그들은 실제로 이동에 단지 몇 킬로미터당시간(일반적으로 2m/s 고의 평균 0.3~1.0m/s)지만,때문에 높은 밀도 분위기의 표면에서,이것은 여전히 충분한 수송하 먼지고 작은 돌과 표면에서 훨씬 느리게 움직이는 현재의 물.

모두에서 바람 금성은 궁극적으로 구동에 의해 대류. 적도 지역에서 뜨거운 공기가 상승하여 태양열 난방이 집중되어 극으로 흐릅니다. 대류권의 이러한 거의 행성 전체의 전복을 해들리 순환이라고합니다. 그러나 경락 공기 운동은 구역 바람보다 훨씬 느립니다. 금성에있는 행성 전체 해들리 셀의 poleward 한계는±60°위도에 가깝습니다., 여기에서 공기가 내려 가기 시작하여 구름 아래의 적도로 돌아갑니다. 이 해석은 또한±60°위도 부근에 집중되어있는 일산화탄소의 분포에 의해 뒷받침된다. Hadley 세포의 Poleward 순환의 다른 패턴이 관찰됩니다. 위도 범위에는 60°-70°콜드 폴라 칼라가 존재합니다. 그들은 인근 위도의 상부 대류권보다 약 30-40K 낮은 온도를 특징으로합니다. 더 낮은 온도는 아마 그(것)들에있는 공기의 상승 및 유래 단열 냉각에 기인한다., 이러한 해석은 고리의 밀도가 높고 높은 구름에 의해 뒷받침됩니다. 구름은 기둥과 저위도보다 약 5km 높은 고리에서 70-72km 고도에 놓여 있습니다. 연결이 사이 존재할 수 있습니다 추운 칼라와 높은 속도 midlatitude 제트기에서 바람이 불어로 140m/s. 은 제트기는 자연적인 결과의 해들리형 순환해야에 존재하는 금성 사 55-60 로°latitude.

극 소용돌이로 알려진 이상한 구조는 차가운 극 고리 안에 놓여 있습니다. 그들은 거대한 허리케인과 같은 폭풍으로 지상 아날로그보다 4 배 더 큽니다., 각 소용돌이에는 두 개의”눈”이 있습니다—회전 중심은 별개의 S 자형 구름 구조로 연결됩니다. 이러한 이중 눈 구조는 극 쌍극자라고도합니다. 소용돌이는 대기의 일반적인 수퍼 회전 방향으로 약 3 일의 기간으로 회전합니다. 선형 풍속은 바깥 쪽 가장자리 근처에서 35-50m/s 이고 극에서 0 입니다. 각 극지 소용돌이의 구름 꼭대기의 온도는 인근 극지 고리보다 훨씬 높으며 250k(-23°C)에 이릅니다., 극지 소용돌이의 통상적 인 해석은 중심에서 다운 웰링과 차가운 극지 고리에서의 업 웰링과 함께 안티 사이클론이라는 것이다. 이러한 유형의 순환은 지구상의 겨울 극지방 항 사이클론 소용돌이,특히 남극 대륙에서 발견되는 소용돌이와 유사합니다. 관찰에서 다양한 적외선 대기 windows 을 나타내는 반싸이클론 순환을 관찰 극 근처의 관통으로 깊은 50km 도 즉,기름다., 극단 대류권과 중간권은 매우 역동적이며 큰 밝고 구름이 나타날 수 있습과 사라의 공간을 통해 몇 시간입니다. 그러한 사건 중 하나는 2007 년 1 월 9 일에서 13 일 사이에 금성 익스프레스에 의해 관찰되었으며,남극 지역은 30%더 밝아졌습니다. 이 사건은 아마도 중간권에 이산화황이 주입되어 응축되어 밝은 연무를 형성했기 때문일 것입니다. 소용돌이의 두 눈은 아직 설명되지 않았습니다.

금성의 첫 번째 소용돌이는 1978 년 개척자 금성 임무에 의해 북극에서 발견되었습니다. 검색의 두 번째로 큰’이중-눈’소용돌이에서 남극성어로 여름의에 의해 2006 년 금성이 익스프레스,와 함께 제공되는 놀라운 일이 아니다.,

에서 이미지를 아카 궤도 밝혔 유사한 제트 스트림에서 낮은 중간 클라우드 지역에서 확장 45 60 킬로미터에서는 고도에 있습니다. 적도 부근에서 풍속이 최대화되었습니다. 2017 년 9 월 JAXA 과학자들은이 현상을’Venusian equatorial jet’이라고 명명했습니다.

상의 분위기와 ionosphereEdit

중간권 금성의 확장에서 65 킬로미터 120km 에서 높이고,열권에서 시작된 약 120 있어,결국에 도달하의 상한 분위기(외기권)에 대 220 350 있습니다., 대기가 너무 얇아 공기 분자 당 평균 충돌 횟수가 1 개 미만일 때 외래권이 시작됩니다.

중간권 금성의 두 가지로 나눌 수 있습니다 레이어를 하나 사이에 62-73km 와 상단 중 하나이 73-95 있습니다. 첫 번째 층에서 온도는 230k(-43°C)에서 거의 일정합니다. 이 레이어는 상부 클라우드 데크와 일치합니다. 두 번째 층에서는 온도가 다시 감소하기 시작하여 mesopause 가 시작되는 95km 의 고도에서 약 165k(-108°C)에 도달합니다. 그것은 Venusian dayside 분위기의 가장 추운 부분입니다., 에 dayside mesopause 를 제공하는 경계로 사이의 중간권하고 있습니다 위치하고 사 95-120 있습,온도 증가를 일정—대 300-400K(27-127°C)치에서 유행이다. 대조적으로,nightside Venusian thermosphere 는 온도가 100K(-173°C)만큼 낮은 금성에서 가장 추운 곳입니다. 그것은 심지어 극저온이라고합니다.

금성의 상층권 및 열권에서의 순환 패턴은 하부 대기의 순환 패턴과 완전히 다르다., 고도에서 90-150 있습니다 금성의 공기에서 이동 dayside 을 nightside 의 용승을 통해 햇볕에 쬐구 및 downwelling 어두운반구입니다. Nightside 위의 downwelling 은 공기의 단열 가열을 일으키며,이는 90-120km 고도의 nightside 중간권에 따뜻한 층을 형성합니다. 온도의 이층—230K(-43°C)—보다 훨씬 높은 전형적인 온도에서 찾을 nightside 다—100K(-173°C)., 공기 순환에서 dayside 도 산소 원자,후 재조합 양식을 흥분하는 분자에 있는 산소의 수명이 긴 내의 상태(1Δg),다음은 휴식과 방출 적외선 파장에 1.27μm. 고도 범위 90-100km 의이 방사선은 종종 지상과 우주선에서 관찰됩니다. 이 nightside 상 중간권하고 있습니다 금성은 또한 근원의 지역 열역학 평형의 CO2 배출량과 질소 산화물을 분자에 대한 책임은 낮은 온도의 nightside 니다.,

Venus Express 탐사선은 별의 오컬테이션을 통해 대기 안개가 낮 측면보다 밤 측면에서 훨씬 더 위로 확장된다는 것을 보여주었습니다. 날 측 클라우드 데크는 두께 20km 과까지 확장에 대한으로 65km 떨어진 반면에서 클라우드 데크의 형태로 두꺼운 안개까지 도달 90km 에서는 고도로 산소,질소,이산화탄소가 계속하기 위해 더욱 105km 으로 더욱 투명한 안개입니다. 2011 년에 우주선은 금성이 100km 의 고도에서 얇은 오존층을 가지고 있음을 발견했습니다.

금성은 120-300km 고도에 위치한 확장 된 전리층을 가지고 있습니다., 전리층은 열권과 거의 일치합니다. 이온화의 높은 수준은 행성의 낮에만 유지됩니다. 야간에 걸쳐 전자의 농도는 거의 제로입니다. 금성의 전리층은 120~130km 사이의 v1,140~160km 사이의 v2,200~250km 사이의 v3 의 세 가지 층으로 구성됩니다. 180km 근처에 추가 층이있을 수 있습니다. 3×1011m−3 의 최대 전자 부피 밀도(부피 단위의 전자 수)는 소극점 근처의 v2 층에 도달합니다., 위의 경계 전리층(이 ionopause)에 위치하며 고도 220-375km 분리 플라즈마의 행성의 기원에서의 유도 magnetosphere. V1 및 v2 층의 주요 이온 종은 O2+이온 인 반면 v3 층은 O+이온으로 구성됩니다. 의 전리층 플라즈마입니다 관찰하고,태양 photoionization 에 dayside 및 이온 재결합에 nightside 는 프로세스에 주된 책임을 가속화 플라즈마을 관찰한 속도를 얻을 수 있습니다., 플라즈마 흐름은 이온 밀도의 관찰 된 중간 수준 또는 그 근처에서 야간부 전리층을 유지하기에 충분할 것으로 보인다.

유도 magnetosphereEdit

금성하지 않는 것으로 알려져 있습니다. 그것의 부재에 대한 이유는 전혀 명확하지 않지만,그것은 Venusian 맨틀에서 대류의 감소 된 강도와 관련이있을 수있다., 금성은 태양풍에 의해 운반되는 태양의 자기장에 의해 형성된 유도 자기권 만 가지고 있습니다. 이 과정은 장애물 주위를 감싸는 필드 라인으로 이해 될 수 있습니다-이 경우 금성. 유도 자기권의 비너스가 활 충격,magnetosheath,magnetopause 및 magnetotail 현재 시트입니다.

subsolar 지점에서 활 충격은 금성 표면 위의 1900km(0.3Rv,여기서 rv 는 금성 반경)를 의미합니다. 이 거리는 2007 년에 태양 활동 최소값 근처에서 측정되었습니다. 태양 활동 최대 근처에서 그것은 행성에서 몇 배 더 멀리 떨어져있을 수 있습니다., Magnetopause 는 300km 의 고도에 위치하고 있습니다. 전리층의 상부 경계(ionopause)는 250km 근처에 있습니다. 사 magnetopause 및 ionopause 가 존재한 자석 장애인 지역의 향상을 자기장을 방지하며,태양 전지에서 플라즈마에 깊은 관통으로 금성의 분위기에,적어도 근처 태양 활동을 최소화합니다. 장벽의 자기장은 최대 40nT 에 도달합니다. Magnetotail 은 행성에서 최대 10 개의 반경을 계속합니다. 그것은 Venusian 자기권의 가장 활동적인 부분입니다. 꼬리에 재 연결 이벤트와 입자 가속도가 있습니다., Magnetotail 에서 전자와 이온의 에너지는 각각 약 100eV 와 1000eV 입니다.

의 부족으로 인해 본질적인 자기장에서는 금성,태양풍이 침투하여 상대적으로 깊은 행성 및 외기권한 분위기 손실이다. 손실은 주로 마그네토 테일을 통해 발생합니다. 현재 손실되는 주요 이온 유형은 O+,H+및 He+입니다. 산소 손실에 대한 수소의 비율은 물의 지속적인 손실을 나타내는 약 2(즉,거의 화학량 론적 물)입니다.피>