Hopp til innhold

Venus’ atmosfære

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
(Omdirigert fra «Venus' atmosfære»)
Venus' atmosfære

Skystrukturer i Venus' atmosfære i 1979, oppdaget ved ultrafiolette observasjoner av Pioneer Venus Orbiter. Den karakteristiske V-formen på skyene kommer av den høyere vindhastigheten ved ekvator.
Generell informasjon[1]
Høyde250 km
Gjennomsnittlig overflatetrykk93 bar (9.3 MPa)
Høyde4,8×1020 kg
Sammensetning[1][2]
Karbondioksid96,5 %
Nitrogen3,5 %
Svoveldioksid150 ppm
Argon70 ppm
Vanndamp20 ppm
Karbonmonoksid17 ppm
Helium12 ppm
Neon7 ppm
Hydrogenklorid0,1–0,6 ppm
Flussyre0,001–0,005 ppm

Venus' atmosfære er mye tettere og varmere enn jordens atmosfære. Temperaturen ved overflaten ligger på 740 K (467 °C) mens trykket er 93 bar.[1] Atmosfæren inneholder ugjennomsiktige skyer av svovelsyre som gjør optiske observasjoner av overflaten umulig, og informasjonen om Venus' topografi har utelukkende blitt innhentet ved bruk av radar.[1] De viktigste atmosfæriske gassene er karbondioksid og nitrogen mens andre kjemiske forbindelser kun forekommer i spormengder.[1]

Atmosfæren er i en tilstand av kraftig sirkulasjon og superrotasjon.[3] Hele atmosfæren sirkler rundt planeten på bare fire jorddager, mye raskere enn planetens sideriske dag på 243 dager. Vinden som forårsaker denne rotasjonen blåser så raskt som 100 m/s (~360 km/t),[3] opp mot 60 ganger planetens egen rotasjonshastighet. Til sammenligning når jordens kraftigste vinder bare 10–20 % av jordens rotasjonshastighet.[4] På den andre siden blir vindhastigheten tregere jo nærmere overflaten den kommer, og kuling når knapt 10 km/t ved overflaten.[5] Nær polene finnes antisyklone strukturer kalt polarvirvler. Hver virvel er dobbeløyet og viser karakteristiske S-formede mønstre av skyer.[6]

I motsetning til jorden mangler Venus et magnetfelt og ionosfæren skiller atmosfæren fra verdensrommet og solvinden. Dette ioniserte laget stenger for solens magnetfelt og gir Venus et distinkt magnetisk miljø. Dette anses som Venus' induserte magnetosfære. Lettere gasser, inkludert vanndamp, blir kontinuerlig blåst avgårde av solvinden gjennom den induserte magnetosfæren.[3] Det spekuleres i om Venus' atmosfære frem til for rundt 4 milliarder år siden var mer lik jordens med flytende vann på overflaten. Den løpske drivhuseffekten kan ha blitt forårsaket av fordamping av overflatevann og påfølgende økning av nivåene av andre klimagasser.[7][8]

Til tross for de harde forholdene på overflaten er det atmosfæriske trykket og temperaturen rundt 50–65 km over overflaten nær de samme som på jorden. Dette gjør den øvre atmosfæren til det mest jord-like området i solsystemet, selv mer likt enn overflaten på Mars. Likhetene mellom trykk og temperatur, og det faktum at pusteluft (21 % oksygen og 78 % nitrogen) er en stigende gass på Venus på samme måte som helium er en stigende gass på jorden, gjør at den øvre atmosfæren har blitt foreslått som et mulig sted for både utforskning og kolonisering.[9]

Struktur og sammensetning

[rediger | rediger kilde]

Sammensetning

[rediger | rediger kilde]
Kakediagram for Venus' atmosfære. Diagrammet til høyre er et forstørret visning av sporstoffer som til sammen utgjør mindre enn en tidels prosent.

Venus' atmosfære består stort sett av karbondioksid med en liten mengde nitrogen og noen andre sporstoffer. Mengden nitrogen er relativt liten sammenlignet med mengden karbondioksid, men siden atmosfæren er så mye tykkere enn jordens er det totale nitrogeninnholdet drøyt fire ganger større enn på jorden, selv om jordens nitrogen utgjør opp mot 78 % av atmosfæren.[1][10]

Atmosfæren inneholder en rekke interessante stoffer i små mengder. Dette inkluderer stoffer som er basert på hydrogen som blant annet hydrogenklorid (HCl) og hydrogenfluorid (HF). Der finnes også karbonmonoksid, vanndamp og molekylært oksygen.[2][3] Hydrogen er relativt en mangelvare i atmosfæren på Venus. En stor mengde av planetens hydrogen antas å ha forsvunnet ut i verdensrommet[L 1] mens det resterende stort sett er bundet opp i svovelsyre (H2SO4) og hydrogensulfid (H2S). Mangelen på betydelige mengder hydrogen er påvist av D/H-forholdet målt i atmosfæren.[3] Forholdet er ca 0,0025, og er mye høyere enn de terrestriske verdiene på 1,6×10−4.[2] I tillegg er D/H-forholdet i den øvre delen av atmosfæren 1,5 ganger høyere enn i hoveddelen av atmosfæren.[2]

Tegning av Mikhail Lomonosov fra 1761 i hans verk om oppdagelsen av Venus' atmosfære

Troposfære

[rediger | rediger kilde]

Atmosfæren er delt inn i flere seksjoner avhengig av høyde. Den tetteste delen, troposfæren, begynner ved overflaten av planeten og strekker seg oppover til 65 km. På den ovn-lignende overflaten er vindene saktegående,[1] men i toppen av troposfæren er temperaturen og trykket på jordlignende nivåer og skyene kommer opp i hastigheter på 100 m/s.[3][11]

Atmosfæren har en masse på 4,8×1020 kg, ca. 93 ganger massen av jordens totale atmosfære.[1] Det atmosfæriske trykket ved overflaten er ca. 92 ganger større enn på jorden, tilsvarende trykket 910 m under havoverflaten. Trykket er høyt nok til at karbondioksid ikke lengre er en gass, men en superkritisk væske. Tettheten av luften ved overflaten er 67 kg/m³, som er 6,5 % av tettheten for flytende vann på jorden.[1]

Den store mengden CO2 skaper sammen med vanndamp og svoveldioksid en kraftig drivhuseffekt som fanger solenergien og øker overflatetemperaturen til rundt 740 K (467 °C), varmere enn noen annen planet i solsystemet. Venus er varmere enn Merkur, til tross for at den ligger lengre unna solen og mottar kun 25 % av solenergien som det Merkur gjør.[10] Den gjennomsnittlige temperaturen på overflaten er over smeltepunktet for bly (327 °C), tinn (232 °C) og sink (420 °C). Den tykke troposfæren gjør også at forskjellene i dag- og nattemperatur er liten, selv om den sakte retrograde rotasjonen gjør at lengden på en soldag tilsvarer minst 116,5 dager på jorden. Overflaten befinner seg 58,3 dager i mørket før solen stiger opp bak skyene igjen.[1]

Atmosfære
Høyde
(km)		 Temp.
(°C)		 Atmosfærisk
trykk
(x jorden)
0 462 92.10
5 424 66.65
10 385 47.39
15 348 33.04
20 306 22.52
25 264 14.93
30 222 9.851
35 180 5.917
40 143 3.501
45 110 1.979
50 75 1.066
55 27 0.5314
60 −10 0.2357
65 −30 0.09765
70 −43 0.03690
80 −76 0.004760
90 −104 0.0003736
100 −112 0.00002660

Troposfæren inneholder 99 % av atmosfærens masse og 90 % av atmosfæren befinner seg innenfor 28 km over overflaten – til sammenligning er 90 % av jordens atmosfære innenfor 10 km over overflaten. I en høyde av 50 km er det atmosfæriske trykket tilnærmet trykket ved overflaten av jorden.[12] På nattsiden av Venus kan skyer fremdeles bli funnet 80 km over overflaten.[13]

Området av troposfæren som er mest lik jorden er nær tropopausen – grensen mellom troposfæren og mesosfæren. Det ligger litt over 50 km fra overflaten.[11] Ifølge målinger av Magellan- og Venus Express-sondene har området fra 52,5 til 54 km en temperatur mellom 293–310 K (20–37 °C), og 49,5 km over overflaten blir trykket tilsvarende som ved havoverflaten på jorden.[11][14] Når bemannede romskip blir i stand til å kompensere for forskjeller i temperaturer til en viss grad, vil alt fra rundt 50–54 km over overflaten være det enkleste området å basere en utforskning eller koloni fra. Her vil temperaturene være i den avgjørende sonen for flytende vann fra 273–323 K (0–50 °C) og lufttrykket det samme som i beboelige områder på jorden.[9][15]

Sirkulasjon

[rediger | rediger kilde]

Sirkulasjonen i troposfæren følger den syklostrofiske tilnærmingen.[3] Vindhastighetene er grovt bestemt av balansen av trykkgradienten og sentrifugalkraften i nesten rene sonale strømmer. I motsetning er sirkulasjonen i jordens atmosfære styrt av den geostrofiske balansen.[3] Vindhastighetene på Venus kan kun måles direkte i den øvre troposfæren (tropopausen), fra 60–70 km høyde, som tilsvarer det øvre skylaget.[16] Skyenes bevegelser er vanligvis observert i den ultrafiolette delen av spekteret hvor kontrasten mellom skyene er den høyeste.[16]

Den lineære vindhastigheten på dette nivået er omtrent 100 ± 10 m/s ved lavere enn 50° breddegrad. De er retrograde i den forstand at de blåser i retning av den retrograde rotasjonen av planeten.[16] Mot høyere breddegrader avtar vindene raskt før de når null ved polene. Slike sterke vinder i skytoppene forårsaker et fenomen kjent som superrotasjon av atmosfæren,[3] med andre ord, disse høyhastighetsvindene sirkler rundt hele planeten raskere enn selve planeten roterer.[15]

Denne superrotasjonen er differensial, noe som betyr at den ekvatoriale troposfæren superroterer saktere enn troposfæren ved midlere breddegrader.[16] Vinden har også en sterk vertikal gradient. De avtar dypt inne i troposfæren med en hastighet på 3 m/s per km.[3] Vindene nær overflaten går mye tregere enn på jorden. De beveger seg bare med noen få kilometer per time (vanligvis mindre enn 2 m/s og med et gjennomsnitt på 0,3–1,0 m/s), men på grunn av atmosfærens høye tetthet ved overflaten er dette tilstrekkelig til å transportere støv og små steiner over overflaten, omtrent som en saktegående strøm av vann.[1][17]

Meridional (nord-sør) komponent av den atmosfæriske sirkulasjonen. Den meridionale sirkulasjonen er mye lavere enn den sonale sirkulasjonen, som transporterer varme mellom dag- og nattsidene

Alle vinder på Venus er til syvende og sist drevet av konveksjon.[3] Varm luft stiger i ekvatorsonen hvor solvarmen er konsentrert, og strømmer til polene. En slik tilnærmet global omveltning av troposfæren kalles Hadley-sirkulasjon.[3] Den meridionale luftbevegelsen er imidlertid mye tregere enn den sonale vinden. Hadleycellens grense mot polene går nær ±60° breddegrader,[3] hvor luften begynner å stige og returnere til ekvator under skyene. Denne tolkningen støttes av fordelingen av karbonmonoksid, som også er konsentrert i nærheten av ±60° breddegrader.[3]

På polsiden av Hadley-cellene er et annet mønster av sirkulasjon observert. I breddegradene 60°–70° eksisterer det kalde polare krager[3][6] som karakteriseres ved temperaturer rundt 30–40 K lavere enn i den øvre troposfæren i nærliggende breddegrader.[6] Den lavere temperaturen er trolig forårsaket av oppstrømning av luften i dem og den påfølgende adiabatiske avkjølingen.[6] En slik tolkning støttes av tettere og høyere skyer i kragene. Skyene ligger i 70–72 km høyde i kragene – 5 km høyere enn ved polene og ved lavere breddegrader.[3] En sammenheng kan eksistere mellom de kalde kragene og høyhastighetsstrømmer ved midlere breddegrader hvor vindene blåser så raskt som 140 m/s. Slike strømmer er en naturlig konsekvens av Hadley-sirkulasjonen og bør eksistere på Venus mellom 55–60° breddegrad.[16]

Polarvirvler innenfor de kalde polarkragene[3] er gigantiske orkanlignende stormer, fire ganger større enn deres jordiske paralleller. Hver virvel har to «øyne» – sentrene av rotasjonen som er forbundet med distinkte S-formede skystrukturer. Slike dobbeltøyde strukturer kalles også polare dipoler.[6] Virvlene roterer med en periode på ca. tre dager i retning av den generelle superrotasjon for atmosfæren.[6] De lineære vindhastighetene er 35–50 m/s nær ytterkantene og null ved polene.[6] Temperaturen i skytoppene i de polare virvlene er mye høyere enn i de nærliggende polare kragene og når 250 K (−23 °C).[6]

Polarvirvlene tolkes konvensjonelt som antisykloner med nedstrømning i sentrum og oppstrømning i de kalde polarkragene.[3] Denne typen sirkulasjon ligner de polare antisyklone virvelbevegelsene på jorden, spesielt den ene funnet over Antarktika. Observasjoner i de ulike infrarøde atmosfæriske vinduene indikerer at den antisyklone sirkulasjonen nær polene kan trenge så dypt ned som til 50 km høyde, det vil si ned til bunnen av skyene.[6]

Den polare, øvre troposfæren og mesosfæren er ekstremt dynamiske; store, lyse skyer kan komme og forsvinne i løpet av noen få timer. En slik hendelse ble observert av Venus Express mellom 9. og 13. januar 2008 da den sørlige polare regionen ble 30 % lysere.[16] Denne hendelsen ble trolig forårsaket av en injeksjon av svoveldioksid i mesosfæren, som deretter kondenserte og dannet en lys dis.[16] De to øynene i virvlene har enda tilgode å bli forklart.[18]

Falske farger nær infrarødt (2,3 μm) bilde av den dype atmosfæren, innhentet av Galileo. De mørke flekkene er skyer i silhuett mot den svært varme, nedre atmosfæren som utstråler termisk infrarød stråling.

Den første virvelen på Venus ble oppdaget på nordpolen av Pioneer Venus-prosjektet i 1978.[19] Den andre store «dobbeltøyde» polarvirvelen ved sørpolen ble oppdaget sommeren 2006 av Venus Express, uten å gi nye overraskelser.[18]

Øvre atmosfære og ionosfære

[rediger | rediger kilde]

Mesosfæren strekker seg fra 65 km til 120 km i høyde, og termosfæren begynner rundt 120 km og når den øvre grensen av atmosfæren (eksosfæren) i en høyde rundt 220–350 km.[11] Eksosfæren er høyden hvor tverrsnittet mellom partiklene i atmosfæren blir så lav at kollisjoner mellom partikler ikke har noen spesiell betydning for systemet.

Mesosfæren kan deles inn i en nedre del mellom 62–73 km[N 1] og en øvre del mellom 73–95 km.[11] I det første laget er temperaturen nesten konstant på 230–K (−43 °C) og dette laget sammenfaller med det øvre skydekket. I det andre laget begynner temperaturen å avta igjen og når ca 165 K (−108 °C) i en høyde på 95 km hvor mesopausen begynner.[11] Det er den kaldeste delen av atmosfærens dagside.[2] I dagsiden av mesopausen, som fungerer som en grense mellom mesosfæren og termosfæren og ligger mellom 95–120 km, stiger temperaturen opp til en konstant verdi – rundt 300–400 K (27–127 °C) – som brer seg inn i termosfæren.[2] I kontrast er termosfærens nattside det kaldeste stedet på Venus med temperaturer så lave som 100 K (−173 °C). Den blir også kalt en kryosfære.[2]

Sirkulasjonsmønstrene i den øvre mesosfæren og termosfæren er helt forskjellige fra dem i den nedre atmosfæren.[2] Ved høyder fra 90–150 km beveger luften seg fra dagsiden til nattsiden av planeten med oppstrømning over den solbelyste halvkulen og nedstrømning over den mørke halvkulen. Nedstrømning over nattsiden forårsaker adiabatisk oppvarming av luften som danner et varmt lag i en høyde på 90–120 km i mesosfæren på nattsiden.[2] Temperaturen i dette laget – 230 K (−43 °C) er langt høyere enn den typiske temperaturen funnet i nattsiden av temosfæren – 100 K (−173 °C).[2]

Luften som sirkuleres fra dagsiden bærer også oksygenatomer, som etter en rekombinasjon danner eksiterte molekyler av oksygen i den langlevde singlet-tilstanden (1Δg), som så avtar og sender ut infrarød stråling på bølgelengde 1,27 μm. Denne strålingen i området 90–100 km over overflaten er ofte observert fra bakken og romfartøyer.[20] Nattsiden av den øvre mesosfæren og termosfæren er også kilden til non-LTE (non-local thermodynamic equilibrium) utslipp av CO2 og NO-molekyler som er ansvarlig for den lave temperaturen på nattsiden i termosfæren.[20]

Venus Express-sonden har gjennom stjerneokkultasjon vist at det atmosfæriske diset strekker mye lengre opp på nattsiden enn på dagsiden. På dagsiden har skydekket en tykkelse på 20 km og strekker seg opp til ca. 65 km, mens på nattsiden når skydekket i en form av en tykk dis opp til 90 km – godt inn i mesosfæren, og fortsetter til 105 km som en gjennomsiktig dis.[13]

Venus har en utvidet ionosfære som ligger i høyder på 120–300 km,[11] og som nesten sammenfaller med termosfæren. Det høye nivået av ionisering blir opprettholdt kun over planetens dagside. Over nattsiden er konsentrasjonen av elektroner nesten null.[11] Ionosfæren består av tre lag: v1 mellom 120–130 km, v2 mellom 140–160 km og v3 mellom 200–250 km.[11] Der kan være et ekstra lag nær 180 km. Den maksimale tettheten i elektronvolumet (antall elektroner i én enhet av volum) 3×1011 m−3 blir nådd i v2-laget, nær det subsolare punktet.[11]

Den øvre grensen for ionosfæren – ionopausen ligger i høyden 220–375 km og skiller plasmaet fra den planetariske opprinnelsen fra den induserte magnetosfæren.[21][22] De viktigste ioniske artene i v1 og v2-lagene er O2+-ioner, mens v3 består av O+-ioner.[11] Det ionosfæriske plasmaet er observert å være i bevegelse; solar fotoionisering på dagsiden og rekombinasjon av ioner på nattsiden er prosessene som i hovedsak gjør at plasmaet akselererer til de observerte hastighetene. Plasmastrømmene synes å være tilstrekkelig til å opprettholde ionosfæren på nattsiden ved eller nær den observerte medianverdien for ionetettheter.[23]

Indusert magnetosfære

[rediger | rediger kilde]
Venus vekselvirker med solvinden. Komponenter i den induserte magnetosfæren er vist.

Venus mangler et iboende magnetfelt.[21][22] Dette er sannsynligvis relatert til planetens langsomme rotasjon eller mangel på konveksjon i mantelen. Venus har bare en indusert magnetosfære dannet av solens magnetfelt, brakt dit av solvinden.[21] Denne prosessen kan forstås som feltlinjer innpakket rundt en hindring – Venus i dette tilfellet. Den induserte magnetosfæren til Venus har et buesjokk, magnetosheath, magnetopause og magnetohale med strømningssjiktet.[21][22]

Ved det subsolare punktet står buesjokket 1900 km (0,3 Rv, hvor Rv er Venus' radius) over overflaten. Denne avstanden ble målt i 2007 nær solaktivitetens minimum.[22] Nær solaktivitetens maksimum kan den være flere ganger lengre unna planeten.[21] Magnetopausen ligger i en høyde av 300 km,[22] og den øvre grensen for ionosfæren (ionopausen) er nær 250 km. Mellom magnetopausen og ionopausen finnes det en magnetisk barriere – en lokal forsterkning av magnetfeltet som forhindrer solplasma å trenge dypere inn i atmosfæren, i det minste nær solaktivitetens minimum. Magnetfeltet i barrieren når opp til 40 nT.[22] Magnetohalen fortsetter opp til ti radier fra planeten. Den er det mest aktive delen av magnetosfæren og der finnes hendelser av gjenforbindelser og partikkelakselerasjon. Energien til elektronene og ionene i magnethohalen er henholdsvis rundt 100 ev og 1 000 ev.[24]

På grunn av mangelen på det indre magnetiske feltet på Venus penetrerer solvinden relativt dypt inn i planetens eksosfære og forårsaker betydelige tap av atmosfære.[25] Tapet skjer hovedsakelig via magnetohalen og hovedsakelig er det ionetypene O+, H+ og He+ som går tapt. Forholdet mellom tapet av hydrogen og oksygen er rundt 2 (det vil si nesten støkiometrisk) og indikerer det pågående tapet av vann.[24]

Skyer

[rediger | rediger kilde]

Skyene er tykke og sammensatt av svoveldioksid og dråper av svovelsyre.[26] De reflekterer rundt 75 %[N 2] av sollyset som treffer dem, og skjuler overflaten fra vanlig kartlegging.[1] Skyenes reflektivitet fører til at mengden av lys som reflekteres oppover er nesten den samme som kommer ovenfra, og en sonde som skal utforske skytoppene kan utnytte solenergien nesten like bra nedenfra som ovenfra. Dette gjør at solceller kan monteres omtrent overalt.[27]

Svært lite sollys trenger ned til overflaten, og nivået på lyset ligger bare på rundt 5 000–10 000 lux med en synlighet på tre kilometer. På dette nivået kan liten eller ingen solenergi innhentes av en sonde. Fuktigheten på dette nivået er mindre enn 0,1 %.[28] På grunn av det tette, høyt reflektive skydekket, er den totale solenergien som planeten mottar mindre enn energien som jorden mottar.

Foto tatt av Galileo-sonden under en forbiflyvning av Venus på vei til Jupiter i 1990. Skystrukturer i mindre skala har blitt vektlagt og en blålig fargetone er brukt for å vise at det ble tatt gjennom et fiolett filter.

Svovelsyre blir produsert i den øvre atmosfæren av solens fotokjemiske reaksjon på karbondioksid, svoveldioksid og vanndamp. Ultrafiolette fotoner med bølgelengder mindre enn 169 nm kan fotodissosiere karbondioksid til karbonmonoksid og atomært oksygen. Atomært oksygen er svært reaktivt; når det reagerer med svoveldioksid, som finnes i spormengder i atmosfæren, blir resultatet svoveltrioksid som kan kombineres med vanndamp, som også finnes i spormengder i atmosfæren, å gi svovelsyre.

CO2 → CO + O
SO2 + O → SO3
SO3 + H2O → H2SO4

Svovelsyreregnet når aldri bakken, men fordampes av varmen før det når overflaten, et fenomen som kalles virga.[29] Man antar at tidlig vulkansk aktivitet frigjorde svovel i atmosfæren og at de høye temperaturene forhindrer den fra å bli fanget til faste forbindelser på overflaten som på jorden.[30]

Skyene på Venus kan produsere lyn mye lik skyene på jorden.[31] Eksistensen av lyn var lenge omstridt etter at de ble oppdaget av de sovjetiske Venera-sondene. Men i 2006–2007 oppdaget Venus Express elektromagnetiske elektronbølger, som ble tilskrevet lyn. Deres temporære tilstedeværelse indikerer et mønster forbundet med væraktivitet. Lynets styrke er minst halvparten av det på jorden.[31]

I 2009 ble et markert lyspunkt i atmosfæren oppdaget av en amatørastronom og fotografert av Venus Express. Fremtredende vulkanisme på overflaten er en mulig forklaring.[32]

Muligheter for liv

[rediger | rediger kilde]

På grunn av de tøffe overflateforholdene er lite av planeten utforsket. Det at livet slik vi kjenner det i dag ikke nødvendigvis er det samme i andre deler av universet kombinert med at omfanget av liv på jorden ikke er fullt ut kjent, gjør det mulig at andre former for liv kan eksistere. Ekstremofiler lever på jorden i ekstreme habitater. Termofiler og hypertermofiler trives ved temperaturer over kokepunktet for vann, acidofile trives med et pH-nivå på 3 eller lavere, polyekstremofile kan overleve en rekke varierte ekstreme forhold og en rekke andre ekstremofiler eksisterer på jorden.[33]

Liv kan også eksistere utenfor det ekstremofile området i skytoppene. Liksom bakterier lever og reproduserer seg i skyer på jorden, er det blitt foreslått at liv kan eksistere i de samme områdene på Venus.[34] Mikrober i den tykke, skyete atmosfæren kan være beskyttet fra solstråling av svovelforbindelser i luften.[33]

Atmosfæren er tilstrekkelig ute av likevekt til å kreve ytterligere undersøkelser.[33] Analyser av data fra Venera, Pioneer og Magellan viste hydrogensulfid (H2S) og svoveldioksid (SO2) sammen i den øvre atmosfæren, samt karbonylsulfid (OCS). De første to gassene reagerer med hverandre, og antyder at noe produserer dem. I tillegg er karbonylsulfid eksepsjonelt vanskelig å produsere gjennom uorganiske midler.[34] En av de tidlige Venera-sondene oppdaget store mengder klor like under skydekket på Venus.[L 2]

Det er blitt foreslått at mikrober på dette nivået kan suge opp ultrafiolett lys fra solen som en kilde til energi, som kan være en mulig forklaring på mørke flekker sett på ultrafiolette bilder av planeten.[35] Store, ikke-sfæriske skypartikler har også blitt oppdaget i skydekkene. Sammensetningen til disse er fremdeles ukjent.[33]

Evolusjon

[rediger | rediger kilde]

Gjennom studier av den nåværende skystrukturen og overflatens geologi, kombinert med det faktum at solens lysstyrke har økt med 25 % de siste 2,8 milliarder årene,[36] er det antatt at atmosfæren til Venus frem til for fire milliarder år siden var mer lik jordens atmosfære, med flytende vann på overflaten. Den løpske drivhuseffekten kan ha blitt forårsaket av fordampning av overflatevann og den påfølgende fremveksten av drivhusgasser. Venus' atmosfære har derfor fått mye oppmerksomhet fra de som studerer klimaendringer på jorden.[7]

Det er ingen geologiske former på planeten som antyder tilstedeværelse av vann over de siste milliarder år. Men det er ingen grunn til å anta at Venus var et unntak fra de prosessene som dannet jorden og ga den sitt vann i løpet av dens tidlige historie, muligens fra de opprinnelige bergartene som dannet planeten eller senere fra kometer. Det felles syn blant forskere er at vannet kunne ha eksistert på overflaten for rundt 600 millioner år siden før det fordampet, andre forskere som David Grinspoon mener imidlertid at opptil 2 milliarder år er troverdig.[37]

Observasjoner og målinger fra jorden

[rediger | rediger kilde]
Venuspassasjen foran solens overflate 8. juni 2004 ga verdifull informasjon om den øvre atmosfæren gjennom spektroskopiske målinger fra jorden.

Utdypende artikkel: Venuspassasje

I 1761 observerte den russiske polyhistoren Mikhail Lomonosov en ring av lys rundt Venus da den passerte solen og konkluderte med at Venus har en atmosfære.[38][39] I 1940 beregnet Rupert Wildt at mengden av CO2 i atmosfæren ville heve overflatetemperaturen til over kokepunktet for vann.[40] Dette ble bekreftet da Mariner 2 foretok radiometermålinger av temperaturen i 1962. I 1967 bekreftet Venera 4 at atmosfæren hovedsakelig bestod av karbondioksid.[40]

Den øvre atmosfæren kan måles fra jorden når planeten krysser solen i en sjelden hendelse som kalles en Venuspassasje. Siste gang solen passerte Venus fant sted i 2004. Ved hjelp av kvantitativ astronomisk spektroskopi var vitenskapsfolk i stand til å analysere sollys som passerte gjennom atmosfæren og å avsløre kjemikalier i den. Siden teknikken med å analysere lys for å finne informasjon om en planets atmosfære først hadde gitt resultater i 2001,[41] var dette første muligheten til å få konkluderende resultater om atmosfæren på denne måten siden observasjoner av Venuspassasjer begynte.

Venuspassasjen var en sjelden mulighet med tanke på mangelen på informasjon om atmosfæren mellom 65 og 85 km.[42] Passasjen i 2004 tillot astronomer å samle store mengder data, nyttige ikke bare for å bestemme sammensetningen av den øvre atmosfæren på Venus, men også i raffinering av teknikker som brukes til å søke etter ekstrasolare planeter. Atmosfæren av hovedsakelig CO2 absorberer nær-infrarød stråling, noe som gjør den lett å observere. I løpet av passasjen i 2004 avslørte absorpsjon i atmosfæren som en funksjon av bølgelengder muligheter for gasser i den høyden. Dopplerforskyvning av gasser gjorde det også mulig å måle vindmønstre.[43]

En Venuspassasje er en ekstremt sjelden hendelse. De tre siste passasjene fant sted 6. desember 1882, 8. juni 2004 og 6. juni 2012. Det vil gå 105 år før neste Venuspassasje.[42][43]

Fremtidig utforskning

[rediger | rediger kilde]
Venus In-Situ Explorer, foreslått av NASAs New Frontiers-program

Venus Express-sonden er nå i bane rundt planeten og sonderer dypere inn i atmosfæren ved hjelp av infrarød bildespektroskopi i spektralområdet 1–5 µm.[3] JAXAs sonde Akatsuki, som ble skutt opp i mai 2010, var ment å studere planeten i en periode på to år, deriblant atmosfærens struktur og aktivitet, men den mislyktes i å komme inn i bane rundt Venus i desember 2010. Et av dens fem kameraer, kjent som «IR2» vil være i stand til å måle planetens atmosfære under det tykke skylaget i tillegg til dens bevegelser og utslipp av sporkomponenter. Med en variert bane fra 300 til 60 000 km vil den være istand til å ta nærbilder av planeten og den kan også bekrefte tilstedeværelsen av både aktive vulkaner så vel som lyn.[44]

Venus In-Situ Explorer, foreslått av NASAs New Frontiers-program, er en foreslått sonde som vil hjelpe til med å forstå prosessene på planeten som har ført til klimaendringer så vel som å bane vei mot et senere oppdrag med å hente tilbake prøver fra planeten.[45]

Et annet fartøy kalt Venus Mobile Explorer har blitt foreslått av Venus Exploration Analysis Group (VEXAG) for å studere sammensetningen og isotopiske målinger av overflaten og atmosfæren i rundt 90 dager. En dato for oppskytning er enda ikke fastsatt.[46]

Foreslåtte oppdrag

[rediger | rediger kilde]

Etter at romsonder oppdaget den harde naturen på overflaten ble oppmerksomheten rettet mot andre mål, som Mars. Der har imidlertid vært en rekke nylige forslag, og mange av disse involverer den lite kjente øvre atmosfæren. Det sovjetiske Vega-programmet sendte to ballonger ned i atmosfæren i 1985, men disse var batteridrevne og varte bare i to jorddøgn før de gikk tomme for strøm. Siden da har det ikke vært noen utforskning av den øvre atmosfæren. I 2002 foreslo NASA-entreprenøren Global Aerospace en ballong som ville være i stand til å oppholde seg i den øvre atmosfæren i hundrevis av jorddager, i motsetning til to.[47]

En solflyver har også blitt foreslått av Geoffrey A. Landis, i stedet for en ballong,[15] og ideen har vært omtalt fra tid til annen siden tidlig på 2000-tallet. Venus har en høy albedo og reflekterer det meste av sollyset som treffer den slik at overflaten er relativ mørk. Den øvre atmosfæren på 60 km har en oppadgående solintensitet på 90 %, noe som betyr at solcellepaneler både på undersiden og oversiden av en sonde vil kunne brukes omtrent like effektivt.[27] I tillegg vil den noe lavere tyngdekraften, det høyere lufttrykket og den langsomme rotasjonen som muliggjør evigvarende solenergi gjøre denne delen av planeten perfekt for letning. Den foreslåtte flyveren ville fungert best i en høyde hvor sollys, lufttrykk og vindstyrke vil muliggjøre det å bli værende i luften for evig, med noen dropp ned mot lavere høyder for et par timer av ganger før den returnerte til høyere høyder.

Svovelsyren i skyene truer ikke et godt skjermet fartøy i denne høyden, og «solflyveren» vil kunne måle området mellom 45 og 60 km på ubestemt tid så lenge mekaniske feil eller uforutsette problemer ikke inntreffer. Landis har også foreslått at rovere lignende Spirit og Opportunity kunne utforsket overflaten, med den forskjellen at Venus-roverne ville være «dumme» rovere som styres av radiosignaler fra datamaskiner plassert i flyveren over.[48] Det ville imidlertid kreve at deler som motorer og transistorer kunne motstå overflateforholdene, i motsetning til svakere deler som involverer mikroelektronikk som ikke er motstandsdyktige mot varme, trykk og sure forhold.[49]

Referanser

[rediger | rediger kilde]
Noter
  1. ^ Denne tykkelsen stemmer overens med de polare breddegradene. Den er smalere nær ekvator – 65–67 km.
  2. ^ Dette er den sfæriske albedoen. Den geometriske albedo er 85 %.
Litteraturhenvisninger
  1. ^ Lovelock
  2. ^ Grinspoon
Avisartikler, nettutgivelser o.l.
  1. ^ a b c d e f g h i j k l Basilevsky, Alexandr T. (2003). «The surface of Venus» (abstract page). Rep. Prog. Phys. 66 (10): 1699–1734. Bibcode:2003RPPh...66.1699B. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04. 
  2. ^ a b c d e f g h i j Bertaux, Jean-Loup (2007). «A warm layer in Venus’ cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO». Nature. 450 (7170): 646–649. Bibcode:2007Natur.450..646B. PMID 18046397. doi:10.1038/nature05974. 
  3. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s Svedhem, Hakan (2007). «Venus as a more Earth-like planet». Nature. 450 (7170): 629–632. Bibcode:2007Natur.450..629S. PMID 18046393. doi:10.1038/nature06432. 
  4. ^ Dennis Normile (7. mai 2010). «Mission to probe Venus's curious winds and test solar sail for propulsion». Science. 328 (5979): 677. Bibcode:2010Sci...328..677N. PMID 20448159. doi:10.1126/science.328.5979.677-a. 
  5. ^ DK Space Encyclopedia: Atmosphere of Venus p 58.
  6. ^ a b c d e f g h i Piccioni, G. (2007). «South-polar features on Venus similar to those near the north pole». Nature. 450 (7170): 637–640. Bibcode:2007Natur.450..637P. PMID 18046395. doi:10.1038/nature06209. 
  7. ^ a b Kasting, JJ.F. (1988). «Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus». Icarus. 74 (3): 472–494. Bibcode:1988Icar...74..472K. PMID 11538226. doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9. 
  8. ^ «How Hot is Venus?» (på engelsk). mai 2006. Besøkt 29. juni 2011. 
  9. ^ a b Landis, Geoffrey A. (2003). «Colonization of Venus». AIP Conf. Proc. 654 (1): 1193–1198. Bibcode:2003AIPC..654.1193L. doi:10.1063/1.1541418. Arkivert fra originalen 11. juli 2012. 
  10. ^ a b «Clouds and atmosphere of Venus» (på engelsk). Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides. Arkivert fra originalen 21. juli 2011. Besøkt 10. august 2011. 
  11. ^ a b c d e f g h i j k Patzold, M. (2007). «The structure of Venus’ middle atmosphere and ionosphere». Nature. 450 (7170): 657–660. Bibcode:2007Natur.450..657P. PMID 18046400. doi:10.1038/nature06239. 
  12. ^ Carl R. (Rod) Nave. «The Environment of Venus» (på engelsk). Department of Physics and Astronomy, Georgia State University. Besøkt 10. august 2011. 
  13. ^ a b «Flying over the cloudy world – science updates from Venus Express» (på engelsk). Venus Today. 12. juli 2006. Arkivert fra originalen 28. september 2007. Besøkt 10. august 2011. 
  14. ^ «Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles» (på engelsk). Shade Tree Physics. Arkivert fra originalen 5. februar 2008. Besøkt 10. august 2011. 
  15. ^ a b c Landis, Geoffrey A. «Atmospheric Flight on Venus» (PDF). Proceedings. 40th Aerospace Sciences Meeting and Exhibit sponsored by the American Institute of Aeronautics and Astronautics. Arkivert fra originalen (PDF) 16. oktober 2011.  «Arkivert kopi» (PDF). Arkivert fra originalen (PDF) 16. oktober 2011. Besøkt 10. august 2011. 
  16. ^ a b c d e f g Markiewicz, W.J. (2007). «Morphology and dynamics of the upper cloud layer of Venus». Nature. 450 (7170): 633–636. Bibcode:2007Natur.450..633M. PMID 18046394. doi:10.1038/nature06320. 
  17. ^ Moshkin, B.E. (1979). «Dust on the surface of Venus». Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research). 17: 280–285. Bibcode:1979KosIs..17..280M. 
  18. ^ a b «Double vortex at Venus South Pole unveiled!» (på engelsk). European Space Agency. 27. juni 2006. Besøkt 11. august 2011. 
  19. ^ Emily Lakdawalla (14. april 2006). «First Venus Express VIRTIS Images Peel Away the Planet's Clouds» (på engelsk). Arkivert fra originalen 21. april 2006. Besøkt 11. august 2011. 
  20. ^ a b Drossart, P. (2007). «A dynamic upper atmosphere of Venus as revealed by VIRTIS on Venus Express». Nature. 450 (7170): 641–645. Bibcode:2007Natur.450..641D. PMID 18046396. doi:10.1038/nature06140. 
  21. ^ a b c d e Russell, C.T. (1993). «Planetary Magnetospheres». Rep. Prog. Phys. 56 (6): 687–732. Bibcode:1993RPPh...56..687R. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001. 
  22. ^ a b c d e f Zhang, T.L. (2007). «Little or no solar wind enters Venus’ atmosphere at solar minimum». Nature. 450 (7170): 654–656. Bibcode:2007Natur.450..654Z. PMID 18046399. doi:10.1038/nature06026. 
  23. ^ Whitten, R.C.; McCormick, P.T.; Merritt, David; Thompson, K.W.; m.fl. (november 1984). «Dynamics of the Venus ionosphere: A two-dimensional model study». Icarus. 60 (2): 317–326. Bibcode:1984Icar...60..317W. doi:10.1016/0019-1035(84)90192-1. [død lenke]
  24. ^ a b Barabash, S. (2007). «The loss of ions from Venus through the plasma wake». Nature. 450 (7170): 650–653. Bibcode:2007Natur.450..650B. PMID 18046398. doi:10.1038/nature06434. 
  25. ^ «Venus Transit information page, Venus Earth and Mars» (på engelsk). NASA. Arkivert fra originalen 29. juni 2012. Besøkt 12. august 2011. 
  26. ^ Krasnopolsky, V.A. (1981). «Chemical composition of the atmosphere of Venus». Nature. 292 (5824): 610–613. Bibcode:1981Natur.292..610K. doi:10.1038/292610a0. 
  27. ^ a b Landis, Geoffrey A. (2001). «Exploring Venus by Solar Airplane». AIP Conference Proceedings. American Institute of Physics. 522: 16–18. Bibcode:2001AIPC..552...16L. doi:10.1063/1.1357898. 
  28. ^ Koehler, H. W. (1982). «Results of the Venus sondes Venera 13 and 14». Sterne und Weltraum. 21: 282. Bibcode:1982S&W....21..282K. 
  29. ^ «Planet Venus: Earth's 'evil twin'» (på engelsk). BBC News. 7. november 2005. 
  30. ^ «Sulfuric Acid Clouds on Venus» (på engelsk). HyperPhysics. Besøkt 13. august 2011. 
  31. ^ a b Russell, C.T. (2007). «Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere». Nature. 450 (7170): 661–662. Bibcode:2007Natur.450..661R. PMID 18046401. doi:10.1038/nature05930. 
  32. ^ «Experts puzzled by spot on Venus» (på engelsk). BBC News. 1. august 2009. 
  33. ^ a b c d Cockell, Charles S (1999). «Life on Venus». Plan.Space Sci. 47 (12): 1487–1501. Bibcode:1999P&SS...47.1487C. doi:10.1016/S0032-0633(99)00036-7. 
  34. ^ a b Landis, Geoffrey A. (2003). «Astrobiology: the Case for Venus». J. of the British Interplanetary Society. 56 (7/8): 250–254. Arkivert fra originalen 7. august 2011.  «Arkivert kopi». Arkivert fra originalen 7. august 2011. Besøkt 13. august 2011. 
  35. ^ «Venus could be a haven for life» (på engelsk). ABC News. 28. september 2002. Arkivert fra originalen 14. august 2009. Besøkt 13. august 2011. 
  36. ^ Newman, M.J. (1977). «Implications of solar evolution for the Earth’s early atmosphere». Science. 198 (4321): 1035–1037. Bibcode:1977Sci...198.1035N. PMID 17779689. doi:10.1126/science.198.4321.1035. 
  37. ^ Bortman, Henry (26. august 2004). «Was Venus Alive? 'The Signs are Probably There'» (på engelsk). Astrobiology Magazine. Besøkt 13. august 2011. 
  38. ^ Marov, Mikhail Ya. (2004). «Mikhail Lomonosov and the discovery of the atmosphere of Venus during the 1761 transit». Proceedings of the International Astronomical Union. Cambridge University Press. 2004 (IAUC196): 209–219. Bibcode:2005tvnv.conf..209M. doi:10.1017/S1743921305001390. 
  39. ^ «Mikhail Vasilyevich Lomonosov» (på engelsk). Britannica. Besøkt 13. august 2011. 
  40. ^ a b Weart, Spencer (juni 2009). «The Discovery of Global Warming» (på engelsk). Arkivert fra originalen 21. mai 2012. Besøkt 13. august 2011. 
  41. ^ Robert Roy Britt (27. november 2001). «First Detection Made of an Extrasolar Planet's Atmosphere» (på engelsk). Space.com. Arkivert fra originalen 28. november 2001. Besøkt 13. august 2011. 
  42. ^ a b «Venus' Atmosphere to be Probed During Rare Solar Transit» (på engelsk). Space.com. 7. juni 2004. Arkivert fra originalen 8. juni 2004. Besøkt 13. august 2011. 
  43. ^ a b «NCAR Scientist to View Venus's Atmosphere during Transit, Search for Water Vapor on Distant Planet]» (på engelsk). National Center for Atmospheric Research and UCAR Office of Programs. 3. juni 2004. Arkivert fra originalen 31. januar 2012. Besøkt 13. august 2011. 
  44. ^ «Venus Exploration Mission PLANET-C» (på engelsk). Japan Aerospace Exploration Agency. 17. mai 2006. Arkivert fra originalen 8. desember 2006. Besøkt 14. august 2011. 
  45. ^ «New Frontiers Program - Program Description» (på engelsk). NASA. Arkivert fra originalen 31. januar 2012. Besøkt 14. august 2011. 
  46. ^ «Venus Mobile Explorer -Description» (på engelsk). NASA. Arkivert fra originalen 31. januar 2012. Besøkt 14. august 2011. 
  47. ^ Myers, Robert (13. november 2002). «Robotic Balloon Probe Could Pierce Venus's Deadly Clouds» (PDF). SPACE.com. Besøkt 14. august 2011. 
  48. ^ Landis, Geoffrey A. (2006). «Robotic Exploration of the Surface and Atmosphere of Venus». Acta Astronautica. 59 (7): 570–579. Bibcode:2006AcAau..59..570L. doi:10.1016/j.actaastro.2006.04.011. 
  49. ^ Paul Marks (8. mai 2005). «To conquer Venus, try a plane with a brain» (på engelsk). NewScientist.com. Besøkt 14. august 2011. 

Litteratur

[rediger | rediger kilde]
  • Grinspoon, David (1998). Venus Revealed: A New Look Below the Clouds of Our Mysterious Twin Planet (på engelsk). Reading, Mass.: Addison-Wesley Pub. ISBN 978-0201328394. 
  • Lovelock, James (1979). Gaia: A New Look at Life on Earth (på engelsk). Oxford University Press. ISBN 0-19-286218-9. 

Eksterne lenker

[rediger | rediger kilde]
PortalikonPortal:Astronomi


Hentet fra «https://no.wikipedia.org/w/index.php?title=Venus’_atmosfære&oldid=23834452»