CompositionEdit
samenstelling van de atmosfeer van Venus. De grafiek aan de rechterkant is een uitgebreide weergave van de sporenelementen die samen niet eens een tiende van een procent uitmaken.
de atmosfeer van Venus bestaat uit 96,5% kooldioxide, 3,5% stikstof en sporen van andere gassen, met name zwaveldioxide., De hoeveelheid stikstof in de atmosfeer is relatief klein in vergelijking met de hoeveelheid kooldioxide, maar omdat de atmosfeer zoveel dikker is dan die op aarde, is het totale stikstofgehalte ongeveer vier keer hoger dan dat van de aarde, hoewel stikstof op aarde ongeveer 78% van de atmosfeer uitmaakt.
de atmosfeer bevat een reeks verbindingen in kleine hoeveelheden, waaronder sommige op basis van waterstof, zoals waterstofchloride (HCl) en waterstoffluoride (HF). Er is ook koolmonoxide, waterdamp en atomaire zuurstof., Waterstof is relatief schaars in de atmosfeer van Venus. Een groot deel van de waterstof van de planeet zou verloren zijn gegaan in de ruimte, terwijl de rest grotendeels is gebonden aan zwavelzuur (H2SO4). Het verlies van significante hoeveelheden waterstof wordt aangetoond door een zeer hoge D–H-verhouding gemeten in de atmosfeer van Venus. De verhouding is ongeveer 0,015-0,025, wat 100-150 keer hoger is dan de terrestrische waarde van 1,6×10-4. Volgens sommige metingen is de D/H-verhouding in de bovenste atmosfeer van Venus 1,5 hoger dan in de bulkatmosfeer.,
in September 2020 werd aangekondigd dat fosfine, een potentiële biomarker die de aanwezigheid van leven aangeeft, was gedetecteerd in de atmosfeer van Venus. Geen bekende abiotische bron aanwezig op Venus kon fosfine produceren in de gedetecteerde hoeveelheden.
De heranalyse van Pioneer Venus data in 2020 heeft een deel van chloor gevonden en alle spectrale eigenschappen van waterstofsulfide zijn in plaats daarvan fosfine-gerelateerd, wat betekent dat de concentratie van chloor lager is dan gedacht en waterstofsulfide niet wordt gedetecteerd.,
In een preprint beschikbaar gemaakt in oktober 2020, een her-analyse van de gearchiveerde infrarood spectrale metingen in 2015 niet onthullen welke fosfine in Venusian sfeer, het plaatsen van een bovengrens voor de concentratie fosfine in 5 delen per miljard per volume—een kwart van de spectroscopische waarde gerapporteerd in September).
eind oktober 2020, de herziening van de gegevensverwerking die werd gebruikt in de oorspronkelijke publicatie van September 2020, heeft een interpolatiefout aan het licht gebracht die resulteerde in meerdere oneigenlijke lijnen, waaronder het spectrale kenmerk van fosfine., Heranalyse van gegevens met het vaste algoritme resulteert ofwel niet in de detectie van de fosfine of gedetecteerd met een veel lagere concentratie van 1ppb.
Troposfereedit
vergelijking van atmosferische samenstellingen – Venus, Mars, aarde (verleden en heden).
de atmosfeer is onderverdeeld in een aantal secties afhankelijk van de hoogte. Het dichtste deel van de atmosfeer, de troposfeer, begint aan het oppervlak en strekt zich uit tot 65 km., Aan het Oven-achtige oppervlak zijn de winden traag, maar aan de top van de troposfeer bereikt de temperatuur en druk aardachtige niveaus en nemen de wolken snelheid op tot 100 m/s (360 km/h).
1761 tekening door Michail Lomonosov in zijn werk over de ontdekking van de atmosfeer van Venus
de atmosferische druk aan het oppervlak van Venus is ongeveer 92 keer die van de aarde, vergelijkbaar met de druk die 900 m onder het oppervlak van de oceaan wordt gevonden. De atmosfeer heeft een massa van 4.,8×1020 kg, ongeveer 93 keer de massa van de totale atmosfeer van de aarde. De dichtheid van de lucht aan het oppervlak is 67 kg/m3, dat is 6,5% die van vloeibaar water op aarde. De druk op het oppervlak van Venus is hoog genoeg dat het koolstofdioxide technisch gezien geen gas meer is, maar een superkritische vloeistof. Dit superkritische koolstofdioxide vormt een soort zee die het hele oppervlak van Venus bedekt. Deze zee van superkritisch kooldioxide brengt warmte zeer efficiënt over, bufferen de temperatuurveranderingen tussen nacht en dag (die 56 aardse dagen duren).,
De grote hoeveelheid CO2 in de atmosfeer, samen met waterdamp en zwaveldioxide, zorgt voor een sterk broeikaseffect, waardoor zonne-energie wordt ingesloten en de oppervlaktetemperatuur wordt verhoogd tot ongeveer 740 K (467 °C), heter dan elke andere planeet in het zonnestelsel, zelfs die van kwik, ondanks het feit dat het zich verder van de zon bevindt en slechts 25% van de zonne-energie (per oppervlakte-eenheid) ontvangt. De gemiddelde temperatuur aan het oppervlak ligt boven de smeltpunten van lood (600 K, 327 °C), tin (505 K, 232 °C) en zink (693 K, 420 °C)., De dikke troposfeer maakt ook het verschil in temperatuur tussen de dag-en nachtzijde klein, hoewel de langzame retrograde rotatie van de planeet ervoor zorgt dat één zonnedag 116,5 aardse dagen duurt. Het oppervlak van Venus brengt 58,3 dagen door in het donker voordat de zon weer opkomt achter de wolken.
de troposfeer op Venus bevat 99% van de atmosfeer in massa. 90% van de atmosfeer van Venus ligt binnen 28 km van het oppervlak; ter vergelijking: 90% van de atmosfeer van de aarde ligt binnen 10 km van het oppervlak., Op een hoogte van 50 km is de atmosferische druk ongeveer gelijk aan die aan het aardoppervlak. Aan de nachtzijde van Venus zijn nog steeds wolken te vinden op 80 km boven het oppervlak.
de hoogte van de troposfeer die het meest op de aarde lijkt ligt in de buurt van de tropopauze—de grens tussen de troposfeer en de mesosfeer. Het ligt iets boven de 50 km. Volgens metingen van de Magellan en Venus Express sondes heeft de hoogte van 52,5 tot 54 km een temperatuur tussen 293 K (20 °C) en 310 K (37 °C), en de hoogte op 49.,5 km boven het oppervlak is waar de druk wordt dezelfde als de aarde op zeeniveau. Aangezien bemande schepen die naar Venus worden gestuurd in staat zouden zijn om verschillen in temperatuur tot op zekere hoogte te compenseren, zou ergens tussen 50 en 54 km of zo boven het oppervlak de gemakkelijkste hoogte zijn om een verkenning of kolonie te baseren, waarbij de temperatuur in het cruciale “vloeibare water” – bereik van 273 K (0 °C) tot 323 K (50 °C) zou liggen en de luchtdruk hetzelfde zou zijn als bewoonbare gebieden van de aarde., Omdat CO2 zwaarder is dan lucht, kan de lucht van de kolonie (stikstof en zuurstof) de structuur op die hoogte laten zweven als een luchtschip.
Circulatiedit
de circulatie in de troposfeer van Venus volgt de zogenaamde cyclostrofe stroom. Zijn windsnelheden worden ruwweg bepaald door de balans van de drukgradiënt en centrifugale krachten in bijna zuiver zonale stroom. De circulatie in de atmosfeer van de Aarde wordt daarentegen bepaald door de geostrofe balans., Venus ‘ windsnelheden kunnen alleen direct gemeten worden in de bovenste troposfeer (tropopauze), tussen 60-70 km, hoogte, wat overeenkomt met het bovenste wolkendek. De wolkenbeweging wordt meestal waargenomen in het ultraviolet deel van het spectrum, waar het contrast tussen wolken het hoogst is. De lineaire windsnelheden op dit niveau zijn ongeveer 100 ± 10 m/s bij een breedte van minder dan 50°. Ze zijn retrograde in de zin dat ze blazen in de richting van de retrograde rotatie van de planeet. De wind neemt snel af naar de hogere breedtegraden en bereikt uiteindelijk nul aan de Polen., Zulke sterke wolkenwind veroorzaakt een fenomeen dat bekend staat als de superrotatie van de atmosfeer. Met andere woorden, deze snelle winden cirkelen de hele planeet sneller dan de planeet zelf draait. De superrotatie op Venus is differentieel, wat betekent dat de equatoriale troposfeer langzamer superroteert dan de troposfeer op de middelste breedtegraden. De wind heeft ook een sterke verticale gradiënt. Ze dalen diep in de troposfeer met een snelheid van 3 m/s per km. De winden aan het oppervlak van Venus zijn veel langzamer dan op aarde., Ze bewegen eigenlijk slechts enkele kilometers per uur (meestal minder dan 2 m/s en met een gemiddelde van 0,3 tot 1,0 m/s), maar door de hoge dichtheid van de atmosfeer aan het oppervlak is dit nog steeds voldoende om stof en kleine stenen over het oppervlak te transporteren, net als een langzaam bewegende waterstroom.
Meridionale (Noord-Zuid) component van de atmosferische circulatie in de atmosfeer van Venus., Merk op dat de meridionale circulatie veel lager is dan de zonale circulatie, die warmte transporteert tussen de dag-en nachtzijde van de planeet
alle winden op Venus worden uiteindelijk aangedreven door convectie. Hete lucht stijgt op in de equatoriale zone, waar zonneverwarming geconcentreerd is en naar de Polen stroomt. Zo ‘ n bijna planetbrede omwenteling van de troposfeer wordt Hadley-circulatie genoemd. Echter, de meridionale luchtbewegingen zijn veel langzamer dan zonale winden. De poolgrens van de planeetbrede Hadley-cel op Venus ligt in de buurt van ±60° breedtegraden., Hier begint de lucht af te dalen en keert terug naar de evenaar onder de wolken. Deze interpretatie wordt ondersteund door de verdeling van de koolmonoxide, die ook geconcentreerd is in de nabijheid van ±60° breedtegraden. Poleward van de Hadley-cel wordt een ander circulatiepatroon waargenomen. In het breedtegraadbereik 60°-70° zijn er koude polaire halsbanden. Ze worden gekenmerkt door temperaturen ongeveer 30-40 K lager dan in de bovenste troposfeer op nabijgelegen breedtegraden. De lagere temperatuur wordt waarschijnlijk veroorzaakt door het opwellen van de lucht in hen en door de resulterende adiabatische koeling., Een dergelijke interpretatie wordt ondersteund door de dichtere en hogere wolken in de halsbanden. De wolken liggen op 70-72 km hoogte in de kragen-ongeveer 5 km hoger dan op de polen en de lage breedtegraden. Er kan een verband bestaan tussen de koude kragen en high-speed midlatitude jets waarin de wind zo snel waait als 140 m/s. dergelijke jets zijn een natuurlijk gevolg van de circulatie van het Hadley-type en zouden op Venus moeten bestaan tussen 55-60° breedtegraad.
oneven structuren bekend als Polaire vortices liggen binnen de koude polaire kragen. Het zijn gigantische orkaanachtige stormen die vier keer groter zijn dan hun aardse analogen., Elke vortex heeft twee “ogen” —de centra van rotatie, die zijn verbonden door verschillende S-vormige wolkenstructuren. Dergelijke dubbelogige structuren worden ook polaire dipolen genoemd. Vortices roteren met de periode van ongeveer 3 dagen in de richting van de Algemene superrotatie van de atmosfeer. De lineaire windsnelheden zijn 35-50 m / s bij de buitenranden en nul bij de Polen. De temperatuur aan de wolkenkanten in elke poolvortex is veel hoger dan in de nabijgelegen polaire halsbanden, tot 250 K (-23 °C)., De conventionele interpretatie van de poolwervels is dat ze anticyclonen zijn met downwelling in het centrum en upwelling in de koude polaire halsbanden. Dit type van circulatie lijkt op een winter polaire anticyclonische vortex op aarde, vooral die boven Antarctica. De waarnemingen in de verschillende infrarode atmosferische vensters wijzen erop dat de nabij de Polen waargenomen anticyclonische circulatie tot wel 50 km hoogte doordringt, dat wil zeggen tot aan de basis van de wolken., De polaire bovenste troposfeer en mesosfeer zijn extreem dynamisch; grote heldere wolken kunnen verschijnen en verdwijnen over een paar uur. Een dergelijke gebeurtenis werd waargenomen door Venus Express tussen 9 en 13 januari 2007, toen het Zuidpoolgebied met 30% helderder werd. Deze gebeurtenis werd waarschijnlijk veroorzaakt door een injectie van zwaveldioxide in de mesosfeer, die vervolgens condenseerde, waardoor een heldere waas ontstond. De twee ogen in de wervels moeten nog verklaard worden.
False colour near-infrared (2.,3 µm) beeld van de diepe atmosfeer van Venus verkregen door Galileo. De donkere vlekken zijn wolken afgebeeld tegen de zeer hete lagere atmosfeer die thermische infrarode straling uitzendt.
De eerste draaikolk op Venus werd ontdekt op de Noordpool door de Pioneer Venus missie in 1978. Een ontdekking van de tweede grote ‘double-eyed’ vortex op de zuidpool van Venus werd in de zomer van 2006 gedaan door Venus Express.,
beelden van de Akatsuki orbiter toonden iets dat lijkt op de wind van de straalstroom in de lage en middelste wolkenregio, die zich uitstrekt van 45 tot 60 kilometer hoog. De windsnelheid is gemaximaliseerd bij de evenaar. In September 2017 noemden JAXA wetenschappers dit fenomeen ‘Venusian equatorial jet’.
bovenste atmosfeer en ionosfereedit
de mesosfeer van Venus strekt zich uit van 65 km tot 120 km in hoogte, en de thermosfeer begint op ongeveer 120 km, uiteindelijk bereikt de bovengrens van de atmosfeer (exosfeer) op ongeveer 220 tot 350 km., De exosfeer begint wanneer de atmosfeer zo dun wordt dat het gemiddelde aantal botsingen per luchtmolecuul minder dan één is.
de mesosfeer van Venus kan worden verdeeld in twee lagen: de onderste tussen 62-73 km en de bovenste tussen 73-95 km. In de eerste laag is de temperatuur bijna constant op 230 K (-43 °C). Deze laag valt samen met het bovenste wolkendek. In de tweede laag begint de temperatuur weer te dalen tot ongeveer 165 K (-108 °C) op een hoogte van 95 km, waar de mesopauze begint. Het is het koudste deel van de Venusiaanse dayside sfeer., In de dagelijkse mesopauze, die dient als een grens tussen de mesosfeer en de thermosfeer en is gelegen tussen 95-120 km, temperatuur stijgt tot een constante—ongeveer 300-400 K (27-127 °C)—waarde overheersend in de thermosfeer. Daarentegen is de nachtelijke Venusiaanse thermosfeer de koudste plaats op Venus met een temperatuur van 100 K (-173 °C). Het wordt zelfs een cryosfeer genoemd.
De circulatiepatronen in de bovenste mesosfeer en de thermosfeer van Venus verschillen volledig van die in de onderste atmosfeer., Op een hoogte van 90-150 km beweegt de Venusiaanse lucht van de dag naar de nacht van de planeet, met opwaartse wind over het zonverlichte halfrond en neerwaarts over het donkere halfrond. De downwelling boven de nachtzijde veroorzaakt adiabatische verwarming van de lucht, die een warme laag vormt in de nachtside mesosfeer op de hoogten 90-120 km. De temperatuur van deze laag—230 k (-43 °C)—is veel hoger dan de typische temperatuur in de nachtelijke thermosfeer—100 K (-173 °C)., De lucht die van de dayside wordt gecirculeerd draagt ook zuurstofatomen, die na recombinatie opgewekte molecules van zuurstof in de langlevende singletstaat (1Δg) vormen, die dan ontspannen en infrarode straling bij de golflengte 1.27 µm uitzenden. Deze straling van de hoogte 90-100 km wordt vaak waargenomen vanaf de grond en ruimtevaartuigen. De nachtside bovenste mesosfeer en thermosfeer van Venus is ook de bron van niet-lokale thermodynamisch evenwicht emissies van CO2 en stikstofmonoxide moleculen, die verantwoordelijk zijn voor de lage temperatuur van de nachtside thermosfeer.,
De Venus Express-sonde heeft door middel van Stellaire verduistering aangetoond dat de atmosferische nevel zich veel verder uitstrekt aan de nachtzijde dan aan de dagzijde. Aan de dagzijde heeft het wolkendek een dikte van 20 km en strekt zich uit tot ongeveer 65 km, terwijl aan de nachtzijde het wolkendek in de vorm van een dikke nevel tot 90 km hoogte reikt—tot ver in de mesosfeer, nog verder tot 105 km als een transparantere nevel. In 2011 ontdekte het ruimteschip dat Venus een dunne ozonlaag heeft op een hoogte van 100 km.
Venus heeft een uitgebreide ionosfeer gelegen op een hoogte van 120-300 km., De ionosfeer valt bijna samen met de thermosfeer. De hoge niveaus van de ionisatie worden alleen gehandhaafd over de dagzijde van de planeet. Over de nachtzijde is de concentratie van de elektronen bijna nul. De ionosfeer van Venus bestaat uit drie lagen: v1 tussen 120 en 130 km, v2 tussen 140 en 160 km en v3 tussen 200 en 250 km. Er kan een extra laag zijn in de buurt van 180 km. De maximale elektronenvolumedichtheid (aantal elektronen in een volume−eenheid) van 3×1011 m-3 wordt bereikt in de laag v2 nabij het subsolaire punt., De bovenste grens van de ionosfeer (de ionopauze) ligt op een hoogte van 220-375 km en scheidt het plasma van de planetaire oorsprong van dat van de geïnduceerde magnetosfeer. De belangrijkste Ionische soorten in de V1 en v2 lagen is O2 + ion, terwijl de V3 laag bestaat uit O + ionen. Het ionosferische plasma wordt waargenomen in beweging; zonne-foto-ionisatie aan de dagzijde en ionencombinatie aan de nachtzijde zijn de processen die hoofdzakelijk verantwoordelijk zijn voor het versnellen van het plasma tot de waargenomen snelheden., De plasmastroom lijkt voldoende te zijn om de nachtelijke ionosfeer op of in de buurt van het waargenomen mediane niveau van iondichtheid te houden.
geïnduceerde magnetosfereedit
Venus interageert met de zonnewind. Componenten van de geïnduceerde magnetosfeer worden getoond.
Het is bekend dat Venus geen magnetisch veld heeft. De reden voor zijn afwezigheid is niet helemaal duidelijk, maar het kan gerelateerd zijn aan een verminderde intensiteit van convectie in de Venusiaanse mantel., Venus heeft alleen een geïnduceerde magnetosfeer gevormd door het magnetische veld van de zon gedragen door de zonnewind. Dit proces kan worden begrepen als de veldlijnen rond een obstakel—Venus in dit geval. De geïnduceerde magnetosfeer van Venus heeft een boogschok, magnetosheath, magnetopauze en magnetotail met de huidige plaat.
op het subsolaire punt staat de boogschok 1900 km (0,3 Rv, waar Rv de straal van Venus is) boven het oppervlak van Venus. Deze afstand werd in 2007 gemeten in de buurt van het minimum aan zonneactiviteit. In de buurt van de maximale zonneactiviteit kan het meerdere keren verder van de planeet zijn., De magnetopauze ligt op een hoogte van 300 km. De bovengrens van de ionosfeer (ionopauze) ligt in de buurt van 250 km. Tussen de magnetopauze en de ionopauze bestaat er een magnetische barrière—een lokale versterking van het magnetische veld, die voorkomt dat het zonneplasma dieper in de Venusiaanse atmosfeer binnendringt, ten minste in de buurt van de minimale zonneactiviteit. Het magnetisch veld in de barrière reikt tot 40 nT. De magnetotail blijft tot tien stralen van de planeet. Het is het meest actieve deel van de Venusiaanse magnetosfeer. Er zijn herverbindingsgebeurtenissen en deeltjesversnelling in de staart., De energieën van elektronen en ionen in de magnetotail zijn respectievelijk ongeveer 100 eV en 1000 eV.
door het ontbreken van het intrinsieke magnetische veld op Venus dringt de zonnewind relatief diep door in de planetaire exosfeer en veroorzaakt het aanzienlijke atmosferische verlies. Het verlies gebeurt vooral via de magnetotail. Momenteel zijn de belangrijkste ionen die verloren gaan O+, H + en He+. De verhouding waterstof / zuurstofverlies is ongeveer 2 (d.w.z. bijna stoichiometrisch), wat wijst op het aanhoudende waterverlies.