Atmosfär av Venus

CompositionEdit

Venus atmosfär består av 96,5% koldioxid, 3,5% kväve och spår av andra gaser, framför allt svaveldioxid., Mängden kväve i atmosfären är relativt liten jämfört med mängden koldioxid, men eftersom atmosfären är så mycket tjockare än den på jorden är dess totala kvävehalt ungefär fyra gånger högre än jordens, även om kväve på jorden utgör cirka 78% av atmosfären.

atmosfären innehåller ett antal föreningar i små mängder, inklusive vissa baserade på väte, såsom väteklorid (HCl) och vätefluorid (HF). Det finns kolmonoxid, vattenånga och atomärt syre också., Väte är relativt bristfälligt i den Venusiska atmosfären. En stor del av planetens väte teoretiseras ha förlorats till rymden, med resten är mestadels bunden i svavelsyra (H2SO4). Förlusten av betydande mängder väte bevisas av ett mycket högt d-h-förhållande uppmätt i den Venusiska atmosfären. Förhållandet är ca 0,015-0,025, vilket är 100-150 gånger högre än markvärdet på 1,6×10-4. Enligt vissa mätningar är i den övre atmosfären av Venus d/h-förhållandet 1,5 högre än i bulkatmosfären.,

i September 2020 meddelades att fosfin, en potentiell biomarkör som indikerar närvaron av livet, hade upptäckts i Venus atmosfär. Ingen känd abiotisk källa på Venus kan producera fosfin i de detekterade kvantiteterna.

re-analysen av Pioneer Venus data i 2020 har funnit en del av klor och alla vätesulfidspektrala egenskaper är istället fosfinrelaterade, vilket betyder lägre än tankekoncentration av klor och icke-detektion av vätesulfid.,

i ett förtryck som gjordes tillgängligt i oktober 2020 avslöjade en ny analys av arkiverade infraröda spektralmätningar 2015 inte något fosfin i Venusisk atmosfär, vilket placerade en övre gräns för fosfinkoncentration vid 5 delar per miljard volymprocent-en fjärdedel av det spektroskopiska värde som rapporterades i September).

i slutet av oktober 2020 har översynen av databehandling som användes i den ursprungliga publikationen i September 2020 avslöjat ett interpoleringsfel som resulterar i flera falska linjer, inklusive fosfins spektrala egenskaper., Re-analys av data med den fasta algoritmen resulterar inte heller i detektering av fosfin eller detekterade den med mycket lägre koncentration av 1ppb.

Troposfereedit

atmosfären är uppdelad i ett antal sektioner beroende på höjd. Den tätaste delen av atmosfären, troposfären, börjar vid ytan och sträcker sig uppåt till 65 km., Vid ugnsliknande yta är vindarna långsamma, men på toppen av troposfären når temperaturen och trycket jordliknande nivåer och moln ökar hastigheten till 100 m/s (360 km/h).

atmosfärstrycket vid Venus yta är cirka 92 gånger jordens, liknande trycket som hittades 900 m (3000 ft) under ytan av havet. Atmosfären har en massa på 4.,8×1020 kg, ca 93 gånger massan av Jordens totala atmosfär. Luftens densitet vid ytan är 67 kg / m3, vilket är 6,5% av det flytande vattnet på jorden. Trycket på Venus yta är tillräckligt högt för att koldioxiden inte längre är en gas utan en superkritisk vätska. Denna superkritiska koldioxid bildar ett slags hav som täcker hela Venus yta. Detta hav av superkritisk koldioxid överför värme mycket effektivt och buffrar temperaturförändringarna mellan natt och dag (som varar 56 markbundna dagar).,

den stora mängden CO2 i atmosfären tillsammans med vattenånga och svaveldioxid skapar en stark växthuseffekt, fångar solenergi och höjer yttemperaturen till omkring 740 K (467 °C), varmare än någon annan planet i solsystemet, även kvicksilver trots att de ligger längre ut från solen och tar emot endast 25% av solenergin (per enhetsområde) kvicksilver gör. Medeltemperaturen på ytan är över smältpunkterna för bly (600 K, 327 °C), tenn (505 K, 232 °C) och zink (693 K, 420 °C)., Den tjocka troposfären gör också temperaturskillnaden mellan dag-och nattsidan liten, även om planetens långsamma retrograd rotation orsakar en enda soldag till sista 116,5 jorddagar. Venus yta spenderar 58,3 dagar i mörker innan solen stiger igen bakom molnen.

troposfären på Venus innehåller 99% av atmosfären i massa. Nittio procent av Venus atmosfär ligger inom 28 km av ytan; som jämförelse ligger 90% av jordens atmosfär inom 10 km av ytan., Vid en höjd av 50 km är atmosfärstrycket ungefär lika med det vid jordens yta. På natten sidan av Venus moln kan fortfarande hittas på 80 km ovanför ytan.

troposfärens höjd som mest liknar jorden ligger nära tropopausen—gränsen mellan troposfären och mesosfären. Det ligger något över 50 km. Enligt mätningar av Magellan och Venus Express sonder har höjden från 52,5 till 54 km en temperatur mellan 293 K (20 °C) och 310 K (37 °C) och höjden vid 49.,5 km över ytan är där trycket blir detsamma som jorden på havsnivå. Som bemannade fartyg som skickas till Venus skulle kunna kompensera för skillnader i temperatur i viss utsträckning, var som helst från ca 50 till 54 km eller så över ytan skulle vara den enklaste höjden för att basera en utforskning eller koloni, där temperaturen skulle vara i det avgörande ”flytande vatten” intervallet 273 K (0 °C) till 323 K (50 °C) och lufttrycket samma som beboeliga regioner i jorden., Eftersom CO2 är tyngre än luft kan kolonins luft (kväve och syre) hålla strukturen flytande på den höjden som en styrbar.

CirculationEdit

cirkulationen i Venusens troposfär följer det så kallade cyklostrofa flödet. Dess vindkrafter bestäms ungefär av balansen mellan tryckgradienten och centrifugalkrafterna i nästan rent zonalt flöde. Däremot styrs cirkulationen i jordens atmosfär av den geostrofa balansen., Venusens windspeds kan mätas direkt endast i den övre troposfären (tropopause), mellan 60-70 km, Höjd, vilket motsvarar det övre molndäcket. Molnrörelsen observeras vanligtvis i den ultravioletta delen av spektrumet, där kontrasten mellan molnen är högst. De linjära vindhastigheterna på denna nivå är ca 100 ± 10 m / s vid lägre än 50° latitud. De är retrograd i den meningen att de blåser i riktning mot planetens retrograd rotation. Vindarna minskar snabbt mot de högre breddgraderna, så småningom når noll vid polerna., Sådana starka molntoppvindar orsakar ett fenomen som kallas atmosfärens superrotation. Med andra ord cirklar dessa höghastighetsvindar hela planeten snabbare än själva planeten roterar. Superrotationen på Venus är differential, vilket innebär att ekvatorialtroposfären Super-roterar långsammare än troposfären vid midlatituderna. Vindarna har också en stark vertikal gradient. De minskar djupt i troposfären med en hastighet av 3 m / s per km. Vindarna nära Venus yta är mycket långsammare än det på jorden., De rör sig faktiskt bara några kilometer i timmen (vanligtvis mindre än 2 m/s och i genomsnitt 0,3 till 1,0 m/s), men på grund av atmosfärens höga densitet vid ytan är det fortfarande tillräckligt att transportera damm och små stenar över ytan, ungefär som en långsam ström av vatten.

alla vindar på Venus drivs slutligen av konvektion. Varmluft stiger i ekvatorialzonen, där solvärme är koncentrerad och strömmar till polerna. En sådan nästan planetbred vridning av troposfären kallas Hadley circulation. Meridionala luftrörelserna är dock mycket långsammare än zonvindar. Polewardgränsen för den Planet breda Hadley-cellen på Venus är nära ±60° breddgrader., Här börjar luften sjunka och återgår till ekvatorn under molnen. Denna tolkning stöds av fördelningen av kolmonoxiden, som också är koncentrerad i närheten av ±60° breddgrader. Poleward av Hadley-cellen ett annat mönster av cirkulation observeras. I latitudintervallet 60 ° -70° finns kalla polära kragar. De kännetecknas av temperaturer ca 30-40 K lägre än i den övre troposfären på närliggande breddgrader. Den lägre temperaturen orsakas förmodligen av luftflödet i dem och av den resulterande adiabatiska kylningen., En sådan tolkning stöds av de tätare och högre molnen i kragen. Molnen ligger på 70-72 km Höjd i kragen-ca 5 km högre än vid polerna och låga breddgrader. En koppling kan finnas mellan kalla kragar och höghastighets midlatitude jets där vindar blåser så fort som 140 m/s. sådana jets är en naturlig följd av Hadley-typ cirkulationen och bör finnas på Venus mellan 55-60° latitud.

udda strukturer som kallas polära virvlar ligger inom de kalla polära kragen. De är jätte orkanliknande stormar fyra gånger större än deras markbundna analoger., Varje virvel har två ”ögon” -rotationscentrum, som är förbundna med distinkta S-formade molnstrukturer. Sådana dubbelögda strukturer kallas också polära dipoler. Virvlar roterar med perioden ca 3 dagar i riktning mot allmän superrotation av atmosfären. De linjära vindhastigheterna är 35-50 m / s nära ytterkanterna och noll vid polerna. Temperaturen vid molntopparna i varje polär vortex är mycket högre än i de närliggande polära kragen och når 250 K (-23 °C)., Den konventionella tolkningen av de polära virvlarna är att de är anticykloner med downwelling i mitten och upwelling i de kalla polära kragen. Denna typ av cirkulation liknar en vinterpolär anticyklonisk virvel på jorden, särskilt den som finns över Antarktis. Observationerna i de olika infraröda atmosfäriska fönstren indikerar att den anticykloniska cirkulationen som observeras nära polerna tränger in så djupt som 50 km Höjd, dvs till botten av molnen., Polar övre troposfären och mesosfären är extremt dynamiska; stora ljusa moln kan dyka upp och försvinna under loppet av några timmar. En sådan händelse observerades av Venus Express mellan 9 och 13 januari 2007, när södra polarregionen blev ljusare med 30%. Denna händelse orsakades förmodligen av en injektion av svaveldioxid i mesosfären, som sedan kondenseras och bildar en ljus dis. De två ögonen i virvlarna har ännu inte förklarats.

den första virveln på Venus upptäcktes vid Nordpolen av Pioneer Venus mission 1978. En upptäckt av den andra stora ”dubbelögda” virveln vid Venus Sydpolen gjordes sommaren 2006 av Venus Express, som kom utan överraskning.,

bilder från Akatsuki orbiter avslöjade något som liknar jetströmsvindar i låg-och mellanmolnområdet, som sträcker sig från 45 till 60 kilometer i höjd. Vindhastigheten maximeras nära ekvatorn. I September 2017 namngav JAXA forskare detta fenomen ”Venusian equatorial jet”.

övre atmosfär och jonosfär

Venus mesosfär sträcker sig från 65 km till 120 km i höjd, och termosfären börjar vid ungefär 120 km, så småningom når den övre gränsen för atmosfären (exosfär) vid ca 220 till 350 km., Exosfären börjar när atmosfären blir så tunn att det genomsnittliga antalet kollisioner per luftmolekyl är mindre än en.

Venus mesosfär kan delas in i två lager: den nedre mellan 62-73 km och den övre mellan 73-95 km. I det första skiktet är temperaturen nästan konstant vid 230 K (-43 °C). Detta lager sammanfaller med det övre molndäcket. I det andra skiktet börjar temperaturen minska igen och når ca 165 K (-108 °C) på en höjd av 95 km, där mesopausen börjar. Det är den kallaste delen av den Venusiska dayside atmosfären., I dayside mesopause, som fungerar som en gräns mellan mesosfären och termosfären och ligger mellan 95-120 km, temperaturen ökar till en konstant ca 300-400 K (27-127 °C)—värdet förhärskande i termosfären. Däremot är Nightside Venusian thermosphere den kallaste platsen på Venus med temperaturen så låg som 100 K (-173 °C). Det kallas även en kryosfär.

cirkulationen mönster i den övre mesosfären och termosfären av Venus är helt annorlunda än de i den nedre atmosfären., På höjder 90-150 km rör sig den Venusiska luften från dagsidan till nattsidan av planeten, med upprörande över solbelysta halvklotet och nedsvällning över mörka halvklotet. Den dunkande över nattsidan orsakar adiabatisk uppvärmning av luften, som bildar ett varmt lager i nattmesosfären på höjderna 90-120 km. Temperaturen hos detta skikt-230 K (-43 °C)—är mycket högre än den typiska temperaturen som finns i nattens termosfär—100 K (-173 °C)., Luften som cirkuleras från dagsidan bär också syreatomer, som efter rekombination bildar exciterade syremolekyler i det långlivade singlettillståndet (1Δg), som sedan slappnar av och avger infraröd strålning vid våglängden 1,27 µm. Denna strålning från höjdområdet 90-100 km observeras ofta från marken och rymdfarkosten. Nightside övre mesosfären och termosfären av Venus är också källan till icke-lokala termodynamiska jämviktsutsläpp av CO2-och kväveoxidmolekyler, som är ansvariga för den låga temperaturen på Nightside thermosphere.,

Venus Express-sonden har genom stellar ockultation visat att den atmosfäriska disen sträcker sig mycket längre upp på nattsidan än dagssidan. På dagssidan har molndäcket en tjocklek på 20 km och sträcker sig upp till ca 65 km, medan molndäcket i form av en tjock dis på natten når upp till 90 km i höjd—väl in i mesosfären och fortsätter ännu längre till 105 km som en mer transparent dis. Under 2011 upptäckte rymdfarkosten att Venus har ett tunt ozonskikt på en höjd av 100 km.

Venus har en förlängd jonosfär belägen på höjder 120-300 km., Jonosfären sammanfaller nästan med termosfären. De höga nivåerna av joniseringen upprätthålls endast över planetens dagsida. Över nattsidan är koncentrationen av elektronerna nästan noll. Jonosfären av Venus består av tre lager: v1 mellan 120 och 130 km, v2 mellan 140 och 160 km och v3 mellan 200 och 250 km. Det kan finnas ett extra lager nära 180 km. Den maximala elektronvolymdensiteten (antal elektroner i en volymenhet) på 3×1011 m−3 uppnås i v2-skiktet nära subsolarpunkten., Den övre gränsen för jonosfären (jonopausen) ligger på höjder 220-375 km och separerar plasman av det planetariska ursprunget från den inducerade magnetosfären. De viktigaste Joniska arterna i v1-och v2-skikten är O2 + ion, medan v3-skiktet består av O + – joner. Jonosfärisk plasma observeras vara i rörelse; solfotoionisering på dagsidan och jonrekombination på nattsidan är de processer som huvudsakligen är ansvariga för att accelerera plasman till de observerade hastigheterna., Plasmaflödet verkar vara tillräckligt för att bibehålla nattjonosfären vid eller nära den observerade mediannivån av jondensiteter.

inducerad magnetosfereedit

Venus är känd för att inte ha ett magnetfält. Anledningen till dess frånvaro är inte alls klar, men den kan vara relaterad till en minskad intensitet av konvektion i den Venusiska manteln., Venus har bara en inducerad magnetosfär bildad av solens magnetfält som bärs av solvinden. Denna process kan förstås som fältlinjerna som omsluter ett hinder-Venus i det här fallet. Den inducerade magnetosfären av Venus har en båge chock, magnetosheath, magnetopause och magnetotail med nuvarande balansräkning.

vid subsolarpunkten står bågchocken 1900 km (0,3 Rv, där RV är Venus radie) ovanför Venus yta. Detta avstånd mättes 2007 nära minsta solaktivitet. Nära solaktiviteten maximalt kan det vara flera gånger längre från planeten., Magnetopausen ligger på höjden av 300 km. Den övre gränsen för jonosfären (ionopause) ligger nära 250 km. Mellan magnetopausen och jonopausen finns en magnetisk barriär-en lokal förbättring av magnetfältet, vilket förhindrar att solplasma tränger djupare in i den Venusiska atmosfären, åtminstone nära minsta solaktivitet. Magnetfältet i barriären når upp till 40 nT. Magnetotailen fortsätter upp till tio radier från planeten. Det är den mest aktiva delen av den Venusiska magnetosfären. Det finns återanslutningshändelser och partikelacceleration i svansen., Energierna av elektroner och joner i magnetotailen är cirka 100 eV respektive 1000 eV.

på grund av bristen på det inneboende magnetfältet på Venus tränger solvinden relativt djupt in i planetens exosfär och orsakar betydande atmosfärförlust. Förlusten sker huvudsakligen via magnetotailen. För närvarande är de huvudsakliga jontyperna som förloras O+, H+ och He+. Förhållandet mellan väte och syreförluster är cirka 2 (dvs nästan stökiometrisk) vilket indikerar den pågående förlusten av vatten.