Atmosfæren på Venus

CompositionEdit

atmosfæren på Venus er sammensatt av 96.5% karbondioksid, 3.5% nitrogen, og spor av andre gasser, særlig svoveldioksid., Mengden av nitrogen i atmosfæren er relativt liten i forhold til mengden av karbondioksid, men fordi atmosfæren er så mye tykkere enn det som er på Jorden, total nitrogen innhold er omtrent fire ganger større enn Jordens, selv om du er på Jorden nitrogen utgjør ca 78% av atmosfæren.

atmosfæren inneholder en rekke stoffer i små mengder, inkludert noen som er basert på hydrogen, for eksempel hydrogenklorid (HCl) og hydrogen fluor (HF). Det er karbonmonoksid, vanndamp og oksygen atom som godt., Hydrogen er i relativt mangelvare i Venusian atmosfære. En stor del av jordens hydrogen er theorised å ha vært borte plass, med resten som for det meste er bundet opp i svovelsyre (H2SO4). Tap av betydelige mengder hydrogen er bevist av en svært høy D–H forholdet målt i Venusian atmosfære. Forholdet er om 0.015–0.025, som er 100-150 ganger høyere enn de jordiske en verdi på 1,6×10-4. Ifølge noen målinger, i den øvre atmosfæren til Venus D/H-forholdet er 1,5 høyere enn i bulk atmosfære.,

I September 2020 ble det annonsert at fosfin, en potensiell biomarkør som indikerer tilstedeværelsen av liv, hadde blitt oppdaget i atmosfæren til Venus. Ingen kjente abiotiske kilde til stede på Venus kunne produsere fosfin i mengder oppdaget.

re-analyse av Pioneer Venus data i 2020 har funnet en del av klor og alle av hydrogensulfid spektrale egenskaper er i stedet fosfin-relatert, noe som betyr lavere enn antatt konsentrasjon av klor og ikke-påvisning av hydrogensulfid.,

I en preprint gjort tilgjengelig i oktober 2020, en re-analyse av arkiverte infrarød spektral målinger i 2015 ikke avsløre noen fosfin i Venusian atmosfære, å sette en øvre grense for fosfin konsentrasjon på 5 deler per milliard av volum—en fjerdedel av spektroskopiske verdi rapportert i September).

I slutten av oktober 2020, gjennomgang av databehandling brukes i original publisering av September 2020, har åpenbart en interpolering feil som resulterer i flere falske linjer, inkludert spektrale funksjon av fosfin., Re-analyse av data med fast algoritme enten ikke resultere i påvisning av fosfin eller oppdaget det med en mye lavere konsentrasjon av 1ppb.

TroposphereEdit

atmosfæren er delt inn i et antall seksjoner, avhengig av høyde over havet. Den tetteste delen av atmosfæren, troposfæren, begynner på overflaten og strekker seg oppover til 65 km., På ovn-lignende overflate vinden er treg, men på toppen av troposfæren temperatur og trykk for når Jord-lignende nivåer og skyer plukke opp hastigheten til 100 m/s (360 km/t).

Det atmosfæriske trykket på overflaten av Venus er omtrent 92 ganger at av Jorden, lik trykket funnet 900 m (høyde av 3000 ft) under havoverflaten. Atmosfæren har en masse på 4.,8×1020 kg, ca 93 ganger massen av Jordens totale atmosfære. Tettheten av luft på overflaten er 67 kg/m3, som er 6,5% av flytende vann på Jorden. Trykket funnet på Venus-overflaten er høy nok til at karbondioksid er teknisk sett ikke lenger en gass, men en superkritisk væske. Dette superkritisk karbondioksid danner en slags havet som dekker hele overflaten av Venus. Dette havet av superkritisk karbondioksid overfører varme veldig effektivt, bufring temperatursvingninger mellom natt og dag (som sist 56 terrestriske dager).,

Den store mengden av CO2 i atmosfæren, sammen med vanndamp og svoveldioksid skape en sterk drivhuseffekt, fanger solenergi og øke overflatetemperaturen til rundt 740 K (467 °C), varmere enn noen annen planet i solsystemet, selv som av Kvikksølv til tross for at hotellet ligger lenger ut fra Solen og mottar bare 25% av solens energi (per arealenhet) Kvikksølv gjør. Den gjennomsnittlige temperaturen på overflaten er over smelte poeng av bly (600 K, 327 °C), tinn (505 K, 232 °C) og sink (693 K, 420 °C)., Den tykke troposfæren også gjør forskjellen i temperatur mellom dag og natt siden små, selv om den langsomme retrograd rotasjon av planet fører til en enkelt solar dag til siste 116.5 Jorden dager. Overflaten på Venus bruker 58.3 dager i mørket, før solen stiger igjen bak skyene.

troposfæren på Venus inneholder 99% av atmosfæren av masse. Nitti prosent av atmosfæren på Venus er innen 28 km over overflaten, ved sammenligning, 90% av atmosfæren på Jorden er innenfor 10 km over overflaten., I en høyde av 50 km det atmosfæriske trykket er tilnærmet lik som på overflaten av Jorden. På nattsiden av Venus skyer kan fortsatt bli funnet i 80 km over overflaten.

høyde av troposfæren mest lik Jorden er i nærheten av tropopause—grensen mellom troposfæren og mesosphere. Det ligger litt over 50 km. I henhold til målinger av Magellan-og Venus Express-prober, høyde fra 52.5 til 54 km har en temperatur mellom 293 K (20 °C) og 310 K (37 °C), og høyden på 49.,5 km over overflaten er der trykket blir den samme som Jorden på havet. Som bemannede skip sendt til Venus ville være i stand til å kompensere for forskjeller i temperatur til en viss grad, hvor som helst, fra ca 50 til 54 km eller så over overflaten ville være den enkleste høyde i å basere en utforskning eller koloni, der temperaturen vil være avgjørende «flytende vann» spekter av 273 K (0 °C) for å 323 K (50 °C) og lufttrykket samme som beboelig regioner av Jorden., CO2 er tyngre enn luft, koloniens luft (nitrogen og oksygen) kan holde strukturen flytende på at høyden som en luftskipet.

CirculationEdit

sirkulasjonen i Venus ‘ s troposfæren følger den såkalte cyclostrophic flyt. Dens windspeeds er omtrent bestemmes av balansen av trykkgradient og sentrifugale krefter i nesten rent zonal flyt. I kontrast, sirkulasjonen i Jordens atmosfære er underlagt geostrophic balanse., Venus er windspeeds kan være direkte målt bare i den øvre troposfæren (tropopause), mellom 60-70 km, høyde, som tilsvarer øvre sky deck. Skyen bevegelse er vanligvis observert i den ultrafiolette delen av spekteret, hvor kontrasten mellom skyer som er den høyeste. Den lineære vindhastigheter på dette nivået er ca 100 ± 10 m/s på lavere enn 50° breddegrad. De er retrograde i den forstand at de blåser i retning av retrograd rotasjon av planet. Vinden raskt redusere mot høyere breddegrader, slutt å nå null ved polene., Slike sterke cloud-topp vind føre til et fenomen som er kjent som super-rotasjon av atmosfæren. Med andre ord, disse high-speed vind sett en sirkel rundt hele planeten raskere enn selve planeten roterer. Super-rotasjon på Venus er differensial, noe som betyr at ekvatorial-troposfæren super-roterer saktere enn troposfæren på midlatitudes. Vinden har også en sterk vertikal gradient. De nedgangen dypt i troposfæren med frekvensen av 3 m/s per km. Vinden nær overflaten av Venus er mye lavere enn på Jorden., De beveger seg faktisk bare et par kilometer per time (vanligvis mindre enn 2 m/s og med et gjennomsnitt på 0,3 til 1,0 m/s), men på grunn av den høye tettheten av atmosfæren på overflaten, dette er fortsatt nok til transport av støv og små steiner på overflaten, mye som en saktegående strøm av vann.

Alle vinder på Venus er til syvende og sist drevet av konveksjon. Varm luft stiger i ekvatorial-sone, der solenergi til oppvarming er konsentrert og flyter til polene. Slik en nesten-planetwide overtakast av troposfæren kalles Hadley sirkulasjon. Men meridional air bevegelser er mye tregere enn sonal vind. Den poleward grense på planeten-bredt Hadley-cellen på Venus er i nærheten ±60° breddegrader., Her luften begynner å stige ned og går tilbake til ekvator under skyene. Denne tolkningen støttes av fordelingen av karbonmonoksid, som er også konsentrert i nærheten av ±60° breddegrader. Poleward av Hadley-cellen et annet mønster av sirkulasjon er observert. I latitude-serien 60°-70° kalde polare halsbånd eksisterer. De er preget av temperaturer rundt 30-40 K lavere enn i den øvre troposfæren i nærheten breddegrader. Den lavere temperaturen er sannsynligvis forårsaket av oppstrømning av luft i dem, og av den resulterende adiabatic kjøling., En slik tolkning støttes av den tettere og høyere skyer i halsbånd. Skyene ligger på 70-72 km høyde i halsbånd—ca 5 km høyere enn ved polene og lave breddegrader. En tilkobling kan eksistere mellom den kalde krage og high-speed midlatitude jets der vindene blåser så fort som 140 m/s. Slik jets er en naturlig konsekvens av Hadley-type sirkulasjon og bør finnes på Venus mellom 55-60° breddegrad.

Odd strukturer kjent som polare virvler ligger innenfor den kalde polare halsbånd. De er kjempe orkan-lignende stormer fire ganger større enn deres terrestriske analoger., Hver virvel har to «øyne»—sentrene for rotasjon, som er koblet sammen med distinkte S-formet sky strukturer. Slike doble eyed strukturer er også kalt polar dipoles. Virvlene roterer med en periode på ca 3 dager i retning av generelle super-rotasjon av atmosfæren. Den lineære vindhastigheter er 35-50 m/s, i nærheten av deres ytre kantene og null ved polene. Temperaturen på cloud-topper i hver polare virvelen er mye høyere enn i nærliggende polar halsbånd, nådde 250 K (-23 °C)., Den vanlige tolkning av den polare virvler er at de er anticyclones med downwelling i sentrum og oppstrømning i den kalde polare halsbånd. Denne typen av sirkulasjon ligner en vinter polar anticyclonic vortex på Jorden, spesielt den ene funnet over Antarktis. Observasjonene i de forskjellige infrarød-atmosfærisk windows tyder på at anticyclonic sirkulasjon observert nær polene går så dypt som til 50 km høyde, dvs. til bunnen av skyer., Polar øvre troposfæren og mesosphere er svært dynamisk, store lyse skyer kan dukke opp og forsvinne i løpet av noen få timer. En slik hendelse ble observert av Venus Express mellom 9 og 13 januar 2007, da sør-polar regionen ble lysere med 30%. Dette arrangementet var sannsynligvis forårsaket av injeksjon av svoveldioksid i mesosphere, som deretter kondensert, og danner en lys dis. De to øyne i virvlene har ennå ikke forklart.

Den første vortex på Venus ble oppdaget på nordpolen med Pioneer Venus oppgave i 1978. En oppdagelse av det andre store ‘double-eyed’ vortex på sydpolen av Venus ble gjort i løpet av sommeren 2006 av Venus Express, som kom med ingen overraskelse.,

Bilder fra Akatsuki orbiter avslørt noe som ligner på jet stream vind i lave og middels cloud-regionen, som strekker seg fra 45 til 60 kilometer i høyden. Vindhastigheten maksimert nær ekvator. I September 2017 JAXA forskere kalte dette fenomenet ‘Venusian ekvatorial-jet’.

Øvre atmosfære og ionosphereEdit

mesosphere av Venus strekker seg fra 65 km til 120 kilometer i høyden, og thermosphere begynner på ca 120 km, og til slutt å nå den øvre grensen av atmosfæren («exosphere») på ca 220 350 km., «Exosphere» – begynner når atmosfæren blir så tynne at det gjennomsnittlige antall kollisjoner per air molekyl er mindre enn én.

mesosphere Venus kan deles inn i to lag: lavere en mellom 62-73 km og den øvre mellom 73-95 km. I første lag temperaturen er nesten konstant på 230 K (-43 °C). Dette laget faller sammen med den øvre sky deck. I den andre lag, begynner temperaturen å synke igjen, nå omtrent 165 K (-108 °C) på altitude 95 km, hvor mesopause begynner. Det er den kaldeste delen av Venusian dayside atmosfære., I dayside mesopause, som fungerer som en grense mellom mesosphere og thermosphere og ligger mellom 95-120 km, øker temperaturen til et konstant—om 300-400 K (27-127 °C)—verdi utbredt i thermosphere. I kontrast, den skyggeside Venusian thermosphere er det kaldeste stedet på Venus, med temperatur så lavt som 100 K (-173 °C). Det er også kalt en cryosphere.

sirkulasjonen i øvre mesosphere og thermosphere av Venus er helt forskjellige fra de som er i den lavere atmosfæren., Ved høyder 90-150 km Venusian luft beveger seg fra dayside å skyggeside av planeten, med oppstrømning over solfylte halvkule og downwelling over mørke halvkule. Den downwelling over skyggeside årsaker adiabatic oppvarming av luften, som danner en varm lag i skyggeside mesosphere på høyder 90-120 km. Temperaturen på dette laget—230 K (-43 °C)—er langt høyere enn den typiske temperatur funnet i skyggeside thermosphere—100 K (-173 °C)., Luften sirkuleres fra dayside også bærer oksygen atomer, som etter rekombinasjon form spent molekyler av oksygen i lang levetid singlet state (1Δg), som deretter slappe av og avgir infrarød stråling i bølgelengdeområdet 1.27 µm. Denne strålingen fra høyde utvalg 90-100 km er ofte observert fra bakken og romfartøy. Den skyggeside øvre mesosphere og thermosphere av Venus er også kilden til ikke-lokale termodynamisk likevekt utslipp av CO2 og nitrogenoksid-molekyler, som er ansvarlig for den lave temperaturen på skyggeside thermosphere.,

Venus Express-sonde har vist gjennom stellar occultation at den atmosfæriske dis strekker seg mye lenger opp på natten siden enn i dag siden. På den dag siden skyen dekket har en tykkelse på 20 km, og strekker seg opp til ca 65 km, mens om natten side skyen dekket i form av en tykk dis kommer opp til 90 km i høyde—godt inn mesosphere, og fortsetter også videre til 105 km som et mer gjennomsiktig dis. I 2011 sonden oppdaget at Venus har en tynn ozonlaget i en høyde av 100 km.

Venus har en utvidet ionosfæren ligger på høyder 120-300 km., Ionosfæren nesten faller sammen med thermosphere. Den høye nivåer av ionisering opprettholdes bare gjennom dayside av planeten. Over skyggeside konsentrasjonen av elektroner er nesten null. Ionosfæren av Venus består av tre lag: v1 mellom 120 og 130 km, v2 mellom 140 og 160 km og v3 mellom 200 og 250 km. Det kan være et ekstra lag i nærheten 180 km. Maksimal electron volum tetthet (antall elektroner i en måleenhet for volum) av 3×1011 m−3 er nådd i v2 lag nær subsolar punkt., Den øvre grense av ionosfæren (den ionopause) er plassert på høyder 220-375 km og skiller plasma av den planetariske opprinnelse fra indusert magnetosfære. Den viktigste ioniske arter i v1 og v2 lag er O2+ – ion, mens v3 laget består av O+ – ioner. Den ionosfæriske plasma er observert å være i bevegelse; solar photoionization på dayside og ion rekombinasjon på skyggeside er prosesser som i hovedsak er ansvarlig for å akselerere plasma til den observerte fart., Plasma flow ser ut til å være tilstrekkelig til å opprettholde skyggeside ionosfæren på eller i nærheten av de observerte medianverdien av ion tettheter.

Indusert magnetosphereEdit

Venus er kjent for ikke å ha et magnetisk felt. Grunnen til fraværet er ikke klart, men det kan være relatert til redusert intensitet av konveksjon i Venusian mantelen., Venus har bare en indusert magnetosfære dannet ved Solens magnetfelt er gjennomført av solvinden. Denne prosessen kan forstås som feltet linjer legges rundt et hinder—Venus, som i dette tilfellet. Indusert magnetosfære av Venus har en bue sjokk, magnetosheath, magnetopause og magnetotail med gjeldende ark.

På subsolar punkt baugen sjokk står 1900 km (0.3 Bobil, hvor Rv er radius av Venus) over overflaten av Venus. Denne avstanden ble målt i 2007 nær solar aktivitet minimum. Nær solar aktivitet maksimal det kan være flere ganger mer fra den planeten., Den magnetopause ligger på høyde på 300 km. Den øvre grense av ionosfæren (ionopause) er nær 250 km. Mellom magnetopause og ionopause det eksisterer en magnetisk barriere—en lokal forsterkning av det magnetiske feltet, som hindrer solar plasma fra å trenge dypere inn i Venusian atmosfære, i det minste i nærheten av solens aktivitet minimum. Det magnetiske feltet i barriere når opp til 40 nT. Magnetotail fortsetter opp til ti radier fra planeten. Det er den mest aktive delen av Venusian magnetosfære. Det er reconnection hendelser og partikkel-akselerasjon i halen., Energien til elektroner og ioner i magnetotail er rundt 100 eV og 1000 eV henholdsvis.

på Grunn av mangel på indre magnetfelt på Venus, solvinden går relativt dypt inn i planetens «exosphere» og fører til betydelig atmosfære tap. Tap skjer hovedsakelig via magnetotail. I dag den viktigste ion typer tapt er O+ H+ Han+. Forholdet mellom hydrogen oksygen tap er rundt 2 (dvs. nesten stoichiometric) som indikerer at den pågående tap av vann.