Atmosphere of Venus

ciśnienie atmosferyczne na powierzchni Wenus jest około 92 razy większe niż na Ziemi, podobne do ciśnienia znalezionego 900 m (3000 stóp) pod powierzchnią oceanu. Atmosfera ma masę 4.,8×1020 kg, około 93 razy większa masa całkowitej atmosfery ziemskiej. Gęstość powietrza na powierzchni wynosi 67 kg / m3, co stanowi 6,5% gęstości ciekłej wody na Ziemi. Ciśnienie na powierzchni Wenus jest na tyle wysokie, że dwutlenek węgla nie jest już gazem, ale cieczą nadkrytyczną. Ten nadkrytyczny dwutlenek węgla tworzy rodzaj morza, które pokrywa całą powierzchnię Wenus. To morze nadkrytycznego dwutlenku węgla bardzo skutecznie przenosi ciepło, buforując zmiany temperatury między nocą a dniem (trwające 56 ziemskich dni).,

duża ilość CO2 w atmosferze wraz z parą wodną i dwutlenkiem siarki tworzą silny efekt cieplarniany, zatrzymując energię słoneczną i podnosząc temperaturę powierzchni do około 740 K (467 °C), gorętszą niż jakakolwiek inna planeta w Układzie Słonecznym, nawet rtęć, mimo że znajduje się dalej od Słońca i otrzymuje tylko 25% energii słonecznej (na jednostkę powierzchni). Średnia temperatura na powierzchni jest powyżej temperatury topnienia ołowiu (600 K, 327 °c), cyny (505 K, 232 °C) i cynku (693 K, 420 °C)., Gęsta troposfera sprawia, że różnica temperatur między dniem a nocą jest niewielka, mimo że powolny obrót wsteczny planety powoduje, że jeden dzień słoneczny trwa 116,5 ziemskich dni. Powierzchnia Wenus spędza 58,3 dni w ciemności, zanim słońce wstanie ponownie za chmurami.

troposfera na Wenus zawiera 99% masy atmosfery. Dziewięćdziesiąt procent atmosfery Wenus znajduje się w odległości 28 km od powierzchni; dla porównania, 90% atmosfery Ziemi znajduje się w odległości 10 km od powierzchni., Na wysokości 50 km ciśnienie atmosferyczne jest w przybliżeniu równe temu na powierzchni Ziemi. Na nocnej stronie Wenus chmury nadal można znaleźć na 80 km nad powierzchnią.

wysokość troposfery najbardziej zbliżona do Ziemi znajduje się w pobliżu tropopauzy—granicy między troposferą a mezosferą. Znajduje się nieco powyżej 50 km. Według pomiarów sond Magellan i Venus Express wysokość od 52,5 do 54 km ma temperaturę od 293 K (20 °C) do 310 K (37 °C), a wysokość od 49.,5 km nad powierzchnią, gdzie ciśnienie staje się takie samo jak Ziemia na poziomie morza. Ponieważ statki załogowe wysłane na Wenus byłyby w stanie zrekompensować różnice temperatury w pewnym stopniu, gdziekolwiek od około 50 do 54 km nad powierzchnią byłaby najłatwiejsza wysokość, na której można oprzeć eksplorację lub kolonię, gdzie temperatura byłaby w kluczowym zakresie „ciekłej wody” od 273 K (0 °C) do 323 K (50 °C) i ciśnienie powietrza takie samo jak w mieszkalnych regionach Ziemi., Ponieważ CO2 jest cięższe od powietrza, powietrze Kolonii (azot i tlen) może utrzymać strukturę unoszącą się na tej wysokości jak sterowiec.

cyrkulacja w troposferze Wenus następuje po tzw. przepływie cyklostroficznym. Jej wiatrołapy są z grubsza określone przez równowagę gradientu ciśnienia i sił odśrodkowych w prawie wyłącznie strefowym przepływie. Natomiast cyrkulacja w atmosferze ziemskiej jest regulowana przez równowagę geostroficzną., Wiatry Wenus mogą być bezpośrednio mierzone tylko w górnej troposferze( tropopauzie), na wysokości 60-70 km, co odpowiada wyższemu pokładowi chmur. Ruch chmur jest zwykle obserwowany w ultrafioletowej części widma, gdzie kontrast między chmurami jest najwyższy. Liniowe prędkości wiatru na tym poziomie wynoszą około 100 ± 10 m / s przy szerokości geograficznej mniejszej niż 50°. Są one wstecznie w tym sensie, że dmuchają w kierunku wstecznego obrotu planety. Wiatry szybko zmniejszają się w kierunku wyższych szerokości geograficznych, ostatecznie osiągając zero na biegunach., Tak silne wiatry z wierzchu chmur powodują zjawisko znane jako super-rotacja atmosfery. Innymi słowy, te szybkie wiatry okrążają całą planetę szybciej niż sama planeta obraca się. Super-rotacja na Wenus jest różna, co oznacza, że super-rotacja troposfery Równikowej jest wolniejsza niż troposfery na średnich szerokościach geograficznych. Wiatry mają również silne nachylenie pionowe. Spadają głęboko w troposferze z prędkością 3 m / s NA km. Wiatry w pobliżu powierzchni Wenus są znacznie wolniejsze niż na Ziemi., W rzeczywistości poruszają się z prędkością zaledwie kilku kilometrów na godzinę (zwykle mniej niż 2 m/s i średnio 0,3 do 1,0 m/s), ale ze względu na dużą gęstość atmosfery na powierzchni, to wciąż wystarczy, aby transportować kurz i małe kamienie po powierzchni, podobnie jak wolno poruszający się prąd wody.

Meridialny (północ-południe) Składnik obiegu atmosferycznego w atmosferze Wenus., Zauważ, że cyrkulacja południkowa jest znacznie niższa niż cyrkulacja strefowa, która transportuje ciepło między dzienną i nocną stroną planety

wszystkie wiatry na Wenus są ostatecznie napędzane przez konwekcję. Gorące powietrze unosi się w strefie równikowej, gdzie koncentruje się ogrzewanie słoneczne i przepływa do biegunów. Takie niemal planetarne przewrócenie troposfery nazywa się cyrkulacją Hadleya. Jednak meridional ruchy powietrza są znacznie wolniejsze niż strefowe wiatry. Granica szerokości planety Hadleya na Wenus jest bliska ±60° szerokości geograficznej., Tutaj powietrze zaczyna opadać i wraca do równika poniżej chmur. Interpretacja ta jest poparta rozkładem tlenku węgla, który jest również skoncentrowany w pobliżu ±60° szerokości geograficznej. W komórce Hadleya obserwuje się inny wzór krążenia. W zakresie szerokości geograficznej 60°-70° występują zimne obroże polarne. Charakteryzują się temperaturami o około 30-40 K niższymi niż w górnej troposferze na pobliskich szerokościach geograficznych. Niższa temperatura jest prawdopodobnie spowodowana podnoszącym się w nich powietrzem i wynikającym z tego chłodzeniem adiabatycznym., Taką interpretację wspierają gęstsze i wyższe chmury w obrożach. Chmury leżą na wysokości 70-72 km W obrożach—około 5 km wyżej niż na biegunach i niskich szerokościach geograficznych. Może istnieć połączenie między zimnymi kolcami a szybkimi dżetami średnimi, w których wiatr wieje z prędkością do 140 m / s. dżety takie są naturalną konsekwencją cyrkulacji typu Hadleya i powinny istnieć na Wenus pomiędzy 55-60 ° szerokości geograficznej.

dziwne struktury zwane wirami polarnymi leżą w zimnych kołnierzach polarnych. Są to gigantyczne huraganowe burze cztery razy większe niż ich naziemne analogi., Każdy wir ma dwa „oczy” —centra obrotu, które są połączone odrębnymi strukturami chmur W Kształcie litery S. Takie struktury dwuoczne nazywane są również dipolami polarnymi. Wiry obracają się z okresem około 3 dni w kierunku ogólnego super-obrotu atmosfery. Liniowe prędkości wiatru wynoszą 35-50 m / s przy ich zewnętrznych krawędziach i zero na biegunach. Temperatura na szczytach chmur w każdym wirze polarnym jest znacznie wyższa niż w pobliskich kołnierzach polarnych, osiągając 250 K (-23 °C)., Konwencjonalna interpretacja wirów polarnych jest taka, że są to antycyklony z obniżeniem w centrum i podnoszeniem w zimnych kołnierzach polarnych. Ten typ cyrkulacji przypomina zimowy polarny wir antycyklonowy na ziemi, zwłaszcza ten znaleziony nad Antarktydą. Obserwacje w różnych podczerwonych oknach atmosferycznych wskazują, że cyrkulacja antycyklonowa obserwowana w pobliżu biegunów przenika aż do głębokości 50 km, czyli do podstawy chmur., Polarna górna troposfera i mezosfera są niezwykle dynamiczne; duże jasne chmury mogą pojawiać się i znikać w przestrzeni kilku godzin. Jedno z takich zdarzeń zostało zaobserwowane przez Wenus Express między 9 a 13 stycznia 2007, kiedy to obszar polarny Południowy stał się jaśniejszy o 30%. Wydarzenie to było prawdopodobnie spowodowane wstrzyknięciem dwutlenku siarki do mezosfery, która następnie skondensowała się, tworząc jasną mgłę. Dwoje oczu w Wirach nie zostało jeszcze wyjaśnione.

pierwszy wir na Wenus został odkryty na Biegunie Północnym przez misję Pioneer Venus w 1978 roku. Odkrycie drugiego dużego wiru „dwuokiego” na południowym biegunie Wenus zostało dokonane latem 2006 roku przez Venus Express, co nie było zaskoczeniem.,

Zdjęcia z orbitera Akatsuki ujawniły coś podobnego do wiatrów strumieniowych w regionie niskich i średnich chmur, które rozciągają się od 45 do 60 kilometrów na wysokości. Prędkość wiatru zmaksymalizowała się w pobliżu równika. We wrześniu 2017 naukowcy JAXA nazwali to zjawisko „Venusian equatorial jet”.

górna atmosfera i jonosfera

mezosfera Wenus rozciąga się od 65 km Do 120 km wysokości, a termosfera zaczyna się od około 120 km, ostatecznie osiągając górną granicę atmosfery (egzosfery) na około 220 do 350 km., Egzosfera zaczyna się, gdy atmosfera staje się tak cienka, że średnia liczba kolizji na cząsteczkę powietrza jest mniejsza niż jedna.

mezosferę Wenus można podzielić na dwie warstwy: dolną pomiędzy 62-73 km i górną pomiędzy 73-95 km. W pierwszej warstwie temperatura jest prawie stała na poziomie 230 K (-43 °C). Warstwa ta pokrywa się z górnym pokładem chmur. W drugiej warstwie temperatura zaczyna ponownie spadać, osiągając około 165 K (-108 °C) na wysokości 95 km, gdzie zaczyna się mezopauza. Jest to najzimniejsza część Wenusjańskiej atmosfery dziennej., W mezopauzie dziennej, która stanowi granicę między mezosferą a termosferą i znajduje się w odległości 95-120 km, temperatura wzrasta do stałej-około 300-400 K (27-127 °C) – wartości dominującej w termosferze. Natomiast nocna Termosfera Wenus jest najzimniejszym miejscem na Wenus z temperaturą sięgającą 100 K (-173 °c). Nazywa się ją nawet kriosferą.

Schematy obiegu w górnej mezosferze i termosferze Wenus są zupełnie inne niż w dolnej atmosferze., Na wysokościach 90-150 km Wenusjańskie powietrze przemieszcza się z dziennej do nocnej strony planety, wznosząc się nad oświetloną słońcem półkulą i opadając nad ciemną półkulą. Opadanie w nocy powoduje adiabatyczne nagrzewanie się powietrza, które tworzy ciepłą warstwę w mezosferze nocnej na wysokościach 90-120 km. Temperatura tej warstwy-230 K (-43 °C)—jest znacznie wyższa niż typowa temperatura występująca w termosferze nocnej—100 K (-173 °c)., Powietrze krążące z za dnia niesie również atomy tlenu, które po rekombinacji tworzą wzbudzone cząsteczki tlenu w długotrwałym stanie singletowym( 1Δg), które następnie rozluźniają się i emitują promieniowanie podczerwone o długości fali 1,27 µm. Promieniowanie to z zakresu wysokości 90-100 km jest często obserwowane z ziemi i statków kosmicznych. Nocna górna mezosfera i termosfera Wenus jest również źródłem nielokalnej równowagi termodynamicznej emisji CO2 i cząsteczek tlenku azotu, które są odpowiedzialne za niską temperaturę nocnej termosfery.,

sonda Venus Express pokazała poprzez okultację gwiazdową, że mgła atmosferyczna rozciąga się znacznie dalej po stronie nocnej niż po stronie dziennej. Po stronie dziennej pokład chmur ma grubość 20 km i rozciąga się do około 65 km, podczas gdy po stronie nocnej pokład chmur w postaci gęstej mgły osiąga wysokość do 90 km—dobrze w mezosferze, kontynuując jeszcze dalej do 105 km jako bardziej przejrzysta mgła. W 2011 roku sonda odkryła, że Wenus ma cienką warstwę ozonową na wysokości 100 km.

Wenus ma rozszerzoną jonosferę znajdującą się na wysokościach 120-300 km., Jonosfera prawie pokrywa się z termosferą. Wysoki poziom jonizacji utrzymuje się tylko na dziennej stronie planety. W nocy stężenie elektronów jest prawie zerowe. Jonosfera Wenus składa się z trzech warstw: v1 między 120 A 130 km, v2 między 140 A 160 km i v3 między 200 a 250 km. Może istnieć dodatkowa warstwa w pobliżu 180 km. Maksymalna gęstość objętościowa elektronów (liczba elektronów w jednostce objętości) 3×1011 m-3 jest osiągana w warstwie v2 w pobliżu punktu podpolarnego., Górna granica jonosfery (jonopauza) znajduje się na wysokościach 220-375 km i oddziela plazmę pochodzenia planetarnego od magnetosfery indukowanej. Głównym gatunkiem jonowym w warstwach v1 i v2 jest Jon O2+, podczas gdy warstwa v3 składa się z jonów O+. Plazma Jonosferyczna jest w ruchu; fotoionizacja słoneczna w dzień i rekombinacja jonowa w nocy są procesami odpowiedzialnymi głównie za przyspieszenie plazmy do obserwowanych prędkości., Przepływ plazmy wydaje się być wystarczający do utrzymania nocnej jonosfery na lub w pobliżu obserwowanego średniego poziomu gęstości jonów.

magnetosfera indukowana

wiadomo, że Wenus nie ma pola magnetycznego. Przyczyna jego braku nie jest jasna, ale może być związana ze zmniejszoną intensywnością konwekcji w płaszczu Wenusjańskim., Wenus posiada tylko magnetosferę indukowaną przez pole magnetyczne słońca niesione przez wiatr słoneczny. Proces ten można rozumieć jako linie pola owijające się wokół przeszkody-w tym przypadku Wenus. Indukowana magnetosfera Wenus ma szok dziobowy, magnetosheath, magnetopauzę i magnetotail z arkuszem prądowym.

w punkcie podprzestrzennym łuk stoi 1900 km (0,3 Rv, gdzie Rv jest promieniem Wenus) nad powierzchnią Wenus. Odległość ta została zmierzona w 2007 roku w pobliżu minimum aktywności słonecznej. W pobliżu maksimum aktywności słonecznej może być kilka razy dalej od planety., Magnetopauza znajduje się na wysokości 300 km. Górna granica jonosfery (jonopauza) wynosi blisko 250 km. Pomiędzy magnetopauzą a jonopauzą istnieje bariera magnetyczna-miejscowe wzmocnienie pola magnetycznego, które zapobiega wnikaniu plazmy słonecznej głębiej do atmosfery Wenus, przynajmniej w pobliżu minimum aktywności słonecznej. Pole magnetyczne w barierze osiąga do 40 nT. Magnetotail kontynuuje do dziesięciu promieni od planety. Jest to najbardziej aktywna część Wenusjańskiej magnetosfery. W ogonie występują zdarzenia związane z ponownym połączeniem i przyspieszeniem cząstek., Energie elektronów i jonów w magnetotailu wynoszą odpowiednio około 100 eV i 1000 eV.

z powodu braku wewnętrznego pola magnetycznego na Wenus, wiatr słoneczny wnika stosunkowo głęboko w egzosferę planetarną i powoduje znaczne straty atmosfery. Utrata odbywa się głównie za pośrednictwem magnetotail. Obecnie głównymi traconymi typami jonów są O+, H + I He+. Stosunek strat wodoru do tlenu wynosi około 2 (tj. prawie stechiometryczny), co wskazuje na trwającą utratę wody.