CompositionEdit
Composição da atmosfera de Vênus. O gráfico à direita é uma visão expandida dos oligoelementos que todos juntos nem sequer compõem um décimo de um por cento.
a atmosfera de Vênus é composta por 96,5% de dióxido de carbono, 3,5% de nitrogênio, e vestígios de outros gases, mais notavelmente dióxido de enxofre., A quantidade de nitrogênio na atmosfera é relativamente pequena em comparação com a quantidade de dióxido de carbono, mas como a atmosfera é muito mais espessa do que a da terra, seu conteúdo total de nitrogênio é cerca de quatro vezes maior do que o da Terra, embora o nitrogênio na Terra comporte cerca de 78% da atmosfera.
a atmosfera contém uma gama de compostos em pequenas quantidades, incluindo alguns baseados em Hidrogénio, tais como cloreto de hidrogénio (HCl) e fluoreto de hidrogénio (HF). Há monóxido de carbono, vapor de água e oxigênio atômico também., O hidrogênio está em um suprimento relativamente curto na atmosfera venusiana. Acredita-se que uma grande quantidade de hidrogênio do planeta tenha sido perdida para o espaço, com o restante sendo ligado principalmente em ácido sulfúrico (H2SO4). A perda de quantidades significativas de hidrogênio é comprovada por uma razão D–H muito alta medida na atmosfera venusiana. A razão é de cerca de 0,015-0,025, que é 100-150 vezes maior do que o valor terrestre de 1,6×10-4. De acordo com algumas medições, na atmosfera superior da razão D/H de Vênus é 1,5 mais alta do que na atmosfera de massa.,
Em setembro de 2020, foi anunciado que a fosfina, um biomarcador potencial que indica a presença de vida, tinha sido detectada na atmosfera de Vênus. Nenhuma fonte abiótica conhecida presente em Vênus poderia produzir fosfina nas quantidades detectadas.
The re-analysis of Pioneer Venus data in 2020 has found part of chlorine and all of hydrogen sulfide spectral features are instead phosphine-related, meaning lower than thought concentration of chlorine and non-detection of hydrogen sulfide.,
Em uma preliminar disponibilizada em outubro de 2020, uma re-análise da arquivados infravermelho medições espectrais de 2015, não revelou qualquer fosfina na atmosfera Venusiana, colocando um limite máximo para a concentração de fosfina em 5 partes por bilhão por volume—um quarto do espectroscópicos valor reportado em setembro).
no final de outubro de 2020, a revisão do processamento de dados usada na publicação original de setembro de 2020, revelou um erro de interpolação resultando em múltiplas linhas espúrias, incluindo a característica espectral da fosfina., A reanálise dos dados com o algoritmo fixo ou não resulta na detecção da fosfina ou detectou-a com uma concentração muito menor de 1PB.
Troposfereedit
Comparação das composições atmosféricas – Vénus, Marte, Terra (passado e presente).
a atmosfera é dividida em várias secções, dependendo da altitude. A parte mais densa da atmosfera, a troposfera, começa na superfície e se estende até 65 km., Na superfície do forno os ventos são lentos, mas no topo da troposfera a temperatura e pressão atinge níveis semelhantes à terra e as nuvens atingem a velocidade de 100 m/s (360 km/h).
1761 desenho por Mikhail Lomonosov, em seu trabalho sobre a descoberta da atmosfera de Vênus
A pressão atmosférica na superfície de Vênus é de cerca de 92 vezes a da Terra, semelhante a pressão encontrada a cerca de 900 m (3.000 ft) abaixo da superfície do oceano. A atmosfera tem uma massa de 4.,8×1020 kg, cerca de 93 vezes a massa da atmosfera total da Terra. A densidade do ar na superfície é de 67 kg / m3, que é de 6,5% da da água líquida na Terra. A pressão encontrada na superfície de Vênus é alta o suficiente para que o dióxido de carbono não seja tecnicamente um gás, mas um fluido supercrítico. Este dióxido de carbono supercrítico forma uma espécie de mar que cobre toda a superfície de Vênus. Este mar de dióxido de carbono supercrítico transfere calor de forma muito eficiente, amortecendo as mudanças de temperatura entre a noite e o dia (que duram 56 dias terrestres).,
A grande quantidade de CO2 na atmosfera, juntamente com o vapor de água e dióxido de enxofre criar um forte efeito de estufa, retendo a energia solar, elevando a temperatura da superfície a cerca de 740 K (467 °C), mais quente do que qualquer outro planeta do Sistema Solar, mesmo que de Mercúrio, apesar de estar localizado mais distante do Sol e a receber apenas 25% da energia solar por unidade de área) Mercúrio faz. A temperatura média na superfície está acima dos pontos de fusão de chumbo (600 K, 327 °C), estanho (505 K, 232 °C) e zinco (693 K, 420 °C)., A espessa troposfera também faz a diferença de temperatura entre o lado do dia e da noite pequena, embora a lenta rotação retrógrada do planeta Faça com que um único dia solar dure 116,5 dias terrestres. A superfície de Vênus passa 58,3 dias na escuridão antes do sol nascer novamente atrás das nuvens.a troposfera em Vênus contém 99% da atmosfera em massa. Noventa por cento da atmosfera de Vênus está dentro de 28 km da superfície; em comparação, 90% da atmosfera da terra está dentro de 10 km da superfície., A uma altura de 50 km, a pressão atmosférica é aproximadamente igual à da superfície da Terra. No lado noturno de nuvens de Vênus ainda podem ser encontradas a 80 km acima da superfície.
A altitude da troposfera mais semelhante à terra está perto da tropopausa—a fronteira entre a troposfera e a mesosfera. Está localizado um pouco acima de 50 km. De acordo com as medições das sondas Magellan e Venus Express, A altitude de 52,5 a 54 km tem uma temperatura entre 293 K (20 °C) e 310 K (37 °C), e a altitude a 49.,5 km acima da superfície é onde a pressão se torna a mesma que a terra ao nível do mar. Como naves tripuladas enviadas a Vênus seria capaz de compensar as diferenças de temperatura até certo ponto, em qualquer lugar a partir de cerca de 50 a 54 km ou acima da superfície seria mais fácil de altitude, em que a base de uma exploração ou de colônia, onde a temperatura seria crucial “água líquida” faixa de 273 K (0 °C) a 323 K (50 °C) e a pressão do ar o mesmo que habitável regiões da Terra., Como o CO2 é mais pesado do que o ar, o ar da colônia (nitrogênio e oxigênio) poderia manter a estrutura flutuando a essa altitude como um dirigível.
CirculationEdit
a circulação na troposfera de Vênus segue o chamado fluxo ciclostrófico. Seus windspeeds são determinados aproximadamente pelo equilíbrio do gradiente de pressão e forças centrífugas em um fluxo quase puramente zonal. Em contraste, a circulação na atmosfera da Terra é governada pelo equilíbrio geostrófico., Os windspeeds de Vênus podem ser medidos diretamente apenas na troposfera superior (tropopausa), entre 60-70 km de altitude, que corresponde ao convés de nuvens superior. O movimento das nuvens é geralmente observado na parte ultravioleta do espectro, onde o contraste entre as nuvens é o mais alto. As velocidades lineares do vento neste nível são de cerca de 100 ± 10 m / s a menos de 50° de latitude. Eles são retrógrados no sentido de que eles sopram na direção da rotação retrógrada do planeta. Os ventos diminuem rapidamente em direção às latitudes mais altas, chegando eventualmente a zero nos polos., Tais ventos fortes causam um fenômeno conhecido como a super-rotação da atmosfera. Em outras palavras, estes ventos de alta velocidade rodeiam o planeta inteiro mais rápido do que o próprio planeta gira. A super-rotação em Vênus é diferencial, o que significa que a troposfera equatorial gira mais lentamente do que a troposfera nas latitudes médias. Os ventos também têm um forte gradiente vertical. Eles declinam profundamente na troposfera com a taxa de 3 m / s Por km. Os ventos perto da superfície de Vênus são muito mais lentos do que os da Terra., Eles realmente se mover em apenas alguns quilómetros por hora (geralmente menos de 2 m/s e com uma média de 0,3 a 1,0 m/s), mas, devido à alta densidade da atmosfera na superfície, este ainda é o suficiente para transporte de pó e de pequenas pedras em toda a superfície, como um lento movimento de água corrente.
componente Meridional (norte-sul) da circulação atmosférica na atmosfera de Vénus., Note – se que a circulação meridional é muito menor que a circulação zonal, que transporta calor entre os lados do dia e da Noite do planeta
todos os ventos em Vênus são conduzidos por convecção. O ar quente sobe na zona equatorial, onde o aquecimento solar está concentrado e flui para os polos. Tal inversão quase planetária da troposfera é chamada circulação de Hadley. No entanto, os movimentos do ar meridional são muito mais lentos que os ventos zonais. O limite em direção à popa da célula de Hadley em todo o planeta em Vênus está próximo a ±60° latitudes., Aqui o ar começa a descer e retorna ao equador abaixo das nuvens. Esta interpretação é apoiada pela distribuição do monóxido de carbono, que também se concentra na proximidade de ±60° latitudes. Poleward of the Hadley cell a different pattern of circulation is observed. Na faixa de latitude 60°-70° colares polares frios existem. Eles são caracterizados por temperaturas cerca de 30-40 K mais baixas do que na troposfera superior nas latitudes próximas. A temperatura mais baixa é provavelmente causada pelo aumento do ar neles e pelo resfriamento adiabático resultante., Tal interpretação é suportada pelas nuvens mais densas e mais altas nos colares. As nuvens estão a 70-72 km de altitude nos colares – cerca de 5 km mais alto do que nos pólos e latitudes baixas. Uma conexão pode existir entre os colares frios e os jatos de alta velocidade midlatitude em que os ventos sopram tão rápido quanto 140 m/s. tais jatos são uma consequência natural da circulação do tipo Hadley e devem existir em Vênus entre 55-60° de latitude. estruturas ímpares conhecidas como vórtices polares estão dentro dos colares polares frios. São tempestades gigantes como furacões quatro vezes maiores que seus análogos terrestres., Cada vórtice tem dois “olhos” -os centros de rotação, que são conectados por estruturas de nuvens em forma de S distintas. Tais estruturas de olhos duplos também são chamados de dipolos polares. Vórtices giram com o período de cerca de 3 dias na direção da super-rotação geral da atmosfera. As velocidades lineares do vento são 35-50 m / S perto de suas bordas externas e zero nos polos. A temperatura no topo das nuvens em cada vórtice polar é muito maior do que nos colares polares próximos, alcançando 250 K (-23 °C)., A interpretação convencional dos vórtices polares é que eles são anticiclones com downwelling no centro e upwelling nos colares polares frios. Este tipo de circulação assemelha-se a um vórtice anticiclônico polar de inverno na terra, especialmente o encontrado sobre a Antártida. As observações nas várias janelas atmosféricas infravermelhas indicam que a circulação anticiclônica observada perto dos polos penetra até 50 km de altitude, ou seja, até a base das nuvens., A troposfera superior polar e a mesosfera são extremamente dinâmicas; grandes nuvens brilhantes podem aparecer e desaparecer no espaço de algumas horas. Um desses eventos foi observado pela Venus Express entre 9 e 13 de janeiro de 2007, quando a região polar sul ficou mais brilhante em 30%. Este evento foi provavelmente causado por uma injeção de dióxido de enxofre na mesosfera, que então se condensou, formando uma névoa brilhante. Os dois olhos nos vórtices ainda não foram explicados.
cor falsa no infravermelho próximo (2.,3 µm) imagem da atmosfera profunda de Vênus obtida por Galileu. As manchas escuras são nuvens silhuetas contra a atmosfera muito quente inferior emitindo radiação infravermelha térmica.
o primeiro vórtice em Vênus foi descoberto no polo norte pela Missão Pioneer Venus em 1978. Uma descoberta do segundo grande vórtice “de olhos duplos” no polo sul de Vênus foi feita no verão de 2006 pela Venus Express, que veio sem surpresa.,imagens do orbitador Akatsuki revelaram algo semelhante aos ventos da Corrente de jato na região das nuvens baixas e médias, que se estende de 45 a 60 km de altitude. A velocidade do vento maximizou perto do equador. Em setembro de 2017, cientistas da JAXA chamaram este fenômeno de “jato equatorial venusiano”.a mesosfera de Vênus se estende de 65 km a 120 km de altura, e a termosfera começa a aproximadamente 120 km, eventualmente alcançando o limite superior da atmosfera (exosfera) em cerca de 220 a 350 km., A exosfera começa quando a atmosfera se torna tão fina que o número médio de colisões por molécula de ar é inferior a uma.a mesosfera de Vênus pode ser dividida em duas camadas: a mais baixa entre 62-73 km e a mais alta entre 73-95 km. Na primeira camada a temperatura é quase constante a 230 K (-43 °C). Esta camada coincide com a camada superior da nuvem. Na segunda camada, a temperatura começa a diminuir novamente, atingindo cerca de 165 K (-108 ° C) na altitude de 95 km, onde começa a mesopausa. É a parte mais fria da atmosfera venusiana., Na mesopausa diurna, que serve como uma fronteira entre a mesosfera e a termosfera e está localizada entre 95-120 km, a temperatura aumenta para um valor constante—cerca de 300-400 K (27-127 °c)—prevalente na termosfera. Em contraste, a termosfera Venusiana noturna é o lugar mais frio em Vênus com temperatura tão baixa quanto 100 K (-173 °c). É até chamada criosfera.os padrões de circulação na mesosfera superior e termosfera de Vênus são completamente diferentes dos da atmosfera inferior., A altitudes de 90-150 km, O ar venusiano move-se do lado do dia para o lado da Noite do planeta, com a ascensão sobre o hemisfério iluminado pelo sol e a queda sobre o hemisfério escuro. A queda sobre o lado noturno causa aquecimento adiabático do ar, que forma uma camada quente na mesosfera noturna às altitudes 90-120 km. A temperatura desta camada—230 K (-43 °C)—é muito maior do que a temperatura típica encontrada na termosfera noturna—100 K (-173 °c)., O ar circulou do lado diurno também transporta átomos de oxigênio, que depois da recombinação formam moléculas excitadas de oxigênio no estado de singlet de longa duração (1Δg), que então relaxam e emitem radiação infravermelha no comprimento de onda 1,27 µm. Esta radiação da Gama de altitude 90-100 km é frequentemente observada a partir do solo e da nave espacial. A mesosfera superior e a termosfera de Vênus é também a fonte de emissões não-locais de equilíbrio termodinâmico de moléculas de CO2 e óxido nítrico, que são responsáveis pela baixa temperatura da termosfera noturna.,a sonda Expresso de Vênus mostrou através da ocultação estelar que a névoa atmosférica se estende muito mais acima no lado da Noite do que no lado do dia. No lado do dia, o pavimento das nuvens tem uma espessura de 20 km e se estende até cerca de 65 km, enquanto no lado da noite o pavimento das nuvens na forma de uma névoa espessa atinge até 90 km de altitude—bem na mesosfera, continuando ainda mais até 105 km como uma névoa mais transparente. Em 2011, a espaçonave descobriu que Vênus tem uma fina camada de ozônio a uma altitude de 100 km.Vênus tem uma ionosfera estendida localizada a altitudes de 120-300 km., A ionosfera quase coincide com a termosfera. Os altos níveis da ionização são mantidos apenas sobre o lado de fora do planeta. Durante a noite, a concentração dos elétrons é quase zero. A ionosfera de Vênus consiste em três camadas: v1 (entre 120 e 130 km, v2 entre 140 e 160 km e v3 entre 200 e 250 km. Pode haver uma camada adicional perto de 180 km. A densidade máxima do volume de elétrons (número de elétrons em uma unidade de volume) de 3×1011 m−3 é atingida na camada v2 perto do ponto subsolar., O limite superior da ionosfera (ionopausa) está localizado a altitudes 220-375 km e separa o plasma de origem planetária do plasma da magnetosfera induzida. A principal espécie iônica nas camadas v1 e v2 é o íon O2+, enquanto a camada v3 consiste de o+ íons. Observa-se que o plasma ionosférico está em movimento; a fotoionização solar no lado diurno e a recombinação iónica no lado noturno são os processos principalmente responsáveis pela aceleração do plasma para as velocidades observadas., O fluxo de plasma parece ser suficiente para manter a ionosfera noturna no nível médio observado de densidades iônicas.
magnetosfereedit induzido
Venus interage com o vento solar. Componentes da magnetosfera induzida são mostrados.
Vênus é conhecido por não ter um campo magnético. A razão de sua ausência não é clara, mas pode estar relacionada a uma intensidade reduzida de convecção no manto venusiano., Vênus tem apenas uma magnetosfera induzida formada pelo campo magnético do sol carregado pelo vento solar. Este processo pode ser entendido como as linhas de campo que envolvem um obstáculo—Vênus neste caso. A magnetosfera induzida de Vênus tem um bow shock, magnetosheath, magnetopausa e magnetotail com a folha atual.
no ponto subsolar, o choque de proa permanece 1900 km (0,3 Rv, onde Rv é o raio de Vênus) acima da superfície de Vênus. Esta distância foi medida em 2007 perto do mínimo de atividade solar. Perto da atividade solar máxima pode estar várias vezes mais longe do planeta., A magnetopausa está localizada a 300 km de altitude. O limite superior da ionosfera (ionopausa) está próximo de 250 km. Entre a magnetopausa e a ionopausa existe uma barreira magnética—um realce local do campo magnético, que impede que o plasma solar penetre mais profundamente na atmosfera venusiana, pelo menos perto da atividade solar mínima. O campo magnético na barreira atinge até 40 nT. O magnetotail continua até dez raios do planeta. É a parte mais ativa da magnetosfera Venusiana. Há eventos de reconexão e aceleração de partículas na cauda., As energias de elétrons e íons no magnetotail são cerca de 100 eV e 1000 eV respectivamente.devido à falta do campo magnético intrínseco em Vênus, o vento solar penetra relativamente profundamente na exosfera planetária e causa perda substancial de atmosfera. A perda acontece principalmente através do magnetotail. Atualmente, os principais tipos de íons perdidos são O+, H+ e He+. A relação entre as perdas de hidrogénio e oxigénio é de cerca de 2 (ou seja, quase estequiométricas), o que indica a perda contínua de água.