Venus on joidenkin ominaisuuksien os alta hyvin samanlainen kuin Maa. Näillä kahdella planeetalla on kuitenkin myös merkittäviä eroja niiden muodostumisen ja kehityksen erityispiirteistä johtuen, ja tutkijat tunnistavat yhä enemmän tällaisia piirteitä. Käsittelemme tässä yksityiskohtaisemmin yhtä erottavia piirteitä - Venuksen magneettikentän erityisluonnetta, mutta ensin tarkastellaan planeetan yleisiä ominaisuuksia ja joitakin sen evoluutiokysymyksiin vaikuttavia hypoteeseja.
Venus aurinkokunnassa
Venus on toiseksi aurinkoa lähinnä oleva planeetta, Merkuriuksen ja Maan naapuri. Valaisimeen verrattuna se liikkuu lähes pyöreällä kiertoradalla (Venuksen kiertoradan epäkeskisyys on pienempi kuin maan) keskimäärin 108,2 miljoonan km:n etäisyydellä. On huomattava, että epäkeskisyys on muuttuva arvo, ja kaukaisessa menneisyydessä se saattoi olla erilainen johtuen planeetan gravitaatiovuorovaikutuksista aurinkokunnan muiden kappaleiden kanssa.
Venuksella ei ole luonnollisia satelliitteja. On olemassa hypoteeseja, joiden mukaan planeetalla oli aikoinaan suuri satelliitti, joka myöhemmin tuhoutui vuorovesivoimien vaikutuksesta taikadonnut.
Jotkut tiedemiehet uskovat, että Venus koki tangentin törmäyksen Merkuriuksen kanssa, mikä sai Merkuriuksen sinkoutumaan alemmalle kiertoradalle. Venus muutti pyörimisen luonnetta. Tiedetään, että planeetta pyörii erittäin hitaasti (kuten myös Merkurius) - noin 243 Maan vuorokautta. Lisäksi sen pyörimissuunta on päinvastainen kuin muiden planeettojen. Voidaan sanoa, että se pyörii, kuin kääntyisi ylösalaisin.
Venuksen tärkeimmät fyysiset ominaisuudet
Marsin, Maan ja Merkuriuksen ohella Venus kuuluu maanpäällisiin planeetoihin, eli se on suhteellisen pieni kivinen kappale, jonka koostumus on pääasiassa silikaattia. Se on samanlainen kuin maa kooltaan (halkaisija 94,9 % maapallosta) ja mass altaan (81,5 % maasta). Pakonopeus planeetan pinnalla on 10,36 km/s (Maalla se on noin 11,19 km/s).
Kaikista maanpäällisistä planeetoista Venuksella on tihein ilmakehä. Paine pinnalla ylittää 90 ilmakehää, keskilämpötila on noin 470 °C.
Kysymykseen, onko Venuksella magneettikenttää, on seuraava vastaus: planeetalla ei käytännössä ole omaa kenttää, mutta aurinkotuulen ja ilmakehän vuorovaikutuksesta johtuen "väärä", indusoitu kenttä syntyy.
Hieman Venuksen geologiasta
Suurin osa planeetan pinnasta muodostuu bas alttivulkanismin tuotteista, ja se on yhdistelmä laavakenttiä, stratovolkaaneja, kilpi tulivuoria ja muita vulkaanisia rakenteita. Muutamia törmäyskraattereita on löydetty janiiden lukumäärän laskemisen perusteella pääteltiin, että Venuksen pinta ei voi olla puoli miljardia vuotta vanhempi. Planeetalla ei ole merkkejä levytektoniikasta.
Maan päällä levytektoniikka yhdessä vaipan konvektioprosessien kanssa on tärkein lämmönsiirtomekanismi, mutta tämä vaatii riittävän määrän vettä. Täytyy ajatella, että Venuksella veden puutteen vuoksi levytektoniikka joko pysähtyi varhaisessa vaiheessa tai ei tapahtunut ollenkaan. Joten planeetta voisi päästä eroon ylimääräisestä sisäisestä lämmöstä vain ylikuumennetun vaippa-aineen maailmanlaajuisen toimittamisen kautta pinnalle, mahdollisesti kuoren täydellisellä tuhoutumalla.
Juuri tällainen tapahtuma olisi voinut tapahtua noin 500 miljoonaa vuotta sitten. On mahdollista, että se ei ollut ainoa Venuksen historiassa.
Venuksen ydin ja magneettikenttä
Maapallolla globaali geomagneettinen kenttä syntyy ytimen erityisen rakenteen luoman dynamoilmiön ansiosta. Ytimen ulompi kerros on sulanut ja sille on ominaista konvektiivisten virtojen läsnäolo, jotka yhdessä Maan nopean pyörimisen kanssa luovat melko voimakkaan magneettikentän. Lisäksi konvektio edistää aktiivista lämmönsiirtoa sisäisestä kiinteästä ytimestä, joka sisältää monia raskaita, mukaan lukien radioaktiivisia elementtejä, päälämmönlähteen.
Ilmeisesti planeettamme naapurissa kaikki tämä mekanismi ei toimi nestemäisen ulkoytimen konvektion puutteen vuoksi – tästä syystä Venuksella ei ole magneettikenttää.
Miksi Venus ja maa ovat niin erilaisia?
Syyt kahden fyysisiltä ominaisuuksiltaan samanlaisen planeetan väliseen vakavaan rakenteelliseen eroon eivät ole vielä täysin selvillä. Erään äskettäin rakennetun mallin mukaan kiviplaneettojen sisäinen rakenne muodostuu kerroksittain massan kasvaessa, ja ytimen jäykkä kerrostuminen estää konvektiota. Maapallolla monikerroksinen ydin oletettavasti tuhoutui historiansa kynnyksellä törmäyksen seurauksena melko suuren esineen - Theian kanssa. Lisäksi Kuun ilmaantumista pidetään tämän törmäyksen seurauksena. Suuren satelliitin vuorovesivaikutus Maan vaippaan ja ytimeen voi myös olla merkittävässä roolissa konvektiivisissa prosesseissa.
Toinen hypoteesi viittaa siihen, että Venuksella oli alun perin magneettikenttä, mutta planeetta menetti sen tektonisen katastrofin tai edellä mainitun katastrofisarjan vuoksi. Lisäksi magneettikentän puuttuessa monet tutkijat "syyttävät" Venuksen liian hidasta pyörimistä ja kiertoakselin pientä precessiota.
Venuksen ilmapiirin piirteitä
Venuksella on erittäin tiheä ilmakehä, joka koostuu pääasiassa hiilidioksidista ja pienestä seoksesta typpeä, rikkidioksidia, argonia ja joitain muita kaasuja. Tällainen ilmakehä toimii peruuttamattoman kasvihuoneilmiön lähteenä, mikä estää planeetan pintaa jäähtymästä millään tavalla. Ehkä yllä kuvattu "katastrofaalinen" sen sisäpuolen tektoninen järjestelmä on vastuussa myös "aamutähden" ilmakehän tilasta.
Kaasukuoren suurin osaVenus on suljettu alempaan kerrokseen - troposfääriin, joka ulottuu noin 50 kilometrin korkeuteen. Yläpuolella on tropopaussi ja sen yläpuolella mesosfääri. Rikkidioksidista ja rikkihappopisaroista koostuvien pilvien yläraja sijaitsee 60–70 km:n korkeudessa.
Yläilmakehässä auringon ultraviolettisäteily ionisoi kaasua voimakkaasti. Tätä harvinaisen plasman kerrosta kutsutaan ionosfääriksi. Venuksella se sijaitsee 120–250 km:n korkeudessa.
Indusoitu magnetosfääri
Aurinkotuulen varautuneiden hiukkasten ja yläilmakehän plasman vuorovaikutus määrittää, onko Venuksella magneettikenttä. Aurinkotuulen kantaman magneettikentän voimalinjat taipuvat Venuksen ionosfäärin ympäri ja muodostavat rakenteen, jota kutsutaan indusoiduksi (indusoiduksi) magnetosfääriksi.
Tässä rakenteessa on seuraavat elementit:
- Keula-iskua alto, joka sijaitsee noin kolmanneksen korkeudella planeetan säteestä. Auringon aktiivisuuden huipulla alue, jossa aurinkotuuli kohtaa ilmakehän ionisoidun kerroksen, on paljon lähempänä Venuksen pintaa.
- Magneettinen kerros.
- Magnetopaussi on itse asiassa magnetosfäärin raja, joka sijaitsee noin 300 km:n korkeudessa.
- Magnetosfäärin häntä, jossa aurinkotuulen venyneet magneettikenttäviivat suoristuvat. Venuksen magnetosfäärin hännän pituus on yhdestä useaan kymmeneen planeetan säteen.
Hännälle on ominaista erityinen aktiivisuus - magneettiset uudelleenkytkentäprosessit, jotka johtavat varautuneiden hiukkasten kiihtymiseen. Napa-alueilla uudelleenkytkennän seurauksena voi muodostua magneettikimppuja,samanlainen kuin maa. Planeetallamme magneettikenttälinjojen yhdistäminen on revontulien ilmiön taustalla.
Toisin sanoen Venuksella on magneettikenttä, joka ei muodostu planeetan suolistossa olevista sisäisistä prosesseista, vaan Auringon vaikutuksesta ilmakehään. Tämä kenttä on erittäin heikko - sen intensiteetti on keskimäärin tuhat kertaa heikompi kuin maan geomagneettisen kentän, mutta sillä on tietty rooli yläilmakehän prosesseissa.
Magnetosfääri ja planeetan kaasukuoren vakaus
Magnetosfääri suojaa planeetan pintaa aurinkotuulen energisesti varautuneiden hiukkasten vaikutuksilta. Uskotaan, että riittävän voimakkaan magnetosfäärin läsnäolo mahdollisti elämän syntymisen ja kehityksen maan päällä. Lisäksi magneettinen este estää jossain määrin aurinkotuulen puh altamasta ilmakehää pois.
Ionisoiva ultravioletti tunkeutuu myös ilmakehään, jota magneettikenttä ei viivästy. Toisa alta tästä johtuen ionosfääri syntyy ja muodostuu magneettinen näyttö. Mutta ionisoidut atomit voivat poistua ilmakehästä menemällä magneettiseen hännän sisään ja kiihtymällä siellä. Tätä ilmiötä kutsutaan ionien karkaamiseksi. Jos ionien saavuttama nopeus ylittää pakonopeuden, planeetta menettää nopeasti kaasuverhonsa. Tällainen ilmiö havaitaan Marsissa, jolle on ominaista heikko painovoima ja vastaavasti alhainen pakonopeus.
Venus, jolla on voimakkaampi painovoima, pitää ilmakehän ionit tehokkaammin kiinni niiden tarpeen mukaannostaa nopeutta lähteäksesi planeet alta. Venuksen planeetan indusoitu magneettikenttä ei ole tarpeeksi voimakas kiihdyttämään merkittävästi ioneja. Siksi ilmakehän menetys ei ole lähelläkään yhtä merkittävää kuin Marsissa, vaikka ultraviolettisäteilyn voimakkuus on paljon korkeampi auringon läheisyyden vuoksi.
Siksi Venuksen indusoitunut magneettikenttä on yksi esimerkki yläilmakehän monimutkaisesta vuorovaikutuksesta erilaisten auringonsäteilyn kanssa. Yhdessä gravitaatiokentän kanssa se on planeetan kaasumaisen kuoren vakauden tekijä.
