Anar al contingut

Atmòsfera de Venus

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Atmòsfera de Venus
Diòxit de carbono 96,5%
Nitrogen 3,5%
Diòxit de sofre 0,015% (150 ppm)
Argón 0,007% (70 ppm)
Vapor d'aigua 0,002% (20 ppm)
Monòxit de carbono 0,0017% (17 ppm)
Heli 0,0012% (12 ppm)
Neó 0,0007% (7 ppm)
Oxigen 10 ppm

La atmòsfera de Venus és la capa de gasos que rodeja a Venus.

En ser tan densa l'atmòsfera venusiana és opaca, la qual cosa no permet que es veja la superfície del planeta.

Està compost principalment de diòxit de carbono supercrítico i és molt més dens i calent que el de la Terra. La temperatura en la superfície és de 740 K (467 °C, 872 °F), i la pressió és de 93 bar (1350 psi), aproximadament la pressió que es troba a 900 m (3000 peus) baix l'aigua en la Terra.[1][2] L'atmòsfera venusiana soporta núvols opacs d'àcit sulfúric, lo que fa impossible l'observació òptica de la superfície des de la Terra o orbitalment. L'informació sobre la topografia s'ha obtingut exclusivament per mig d'imàgens de radar.[1] Aparte del diòxit de carbono, l'atre component principal és el nitrogen. Atres composts químics estan presents només en chicotetes cantitats.[1]


Aparte de les capes superficials, l'atmòsfera està en un estat de circulació vigorosa.[3] La capa superior de la troposfera exhibix un fenomen de super-rotació atmosfèrica, en el que l'atmòsfera rodeja el planeta en sol quatre dies terrestres, molt més ràpit que el dia sideral del planeta de 243 dies. Els vents que soporten la super rotació bufen a una velocitat de 100 m/s (≈360 km/h o 220 mph)[3] o més. Els vents es mouen fins a 60 voltes la velocitat de rotació del planeta, mentres que els vents més ràpits de la Terra són solament del 10% al 20% de velocitat de rotació.[4] Per un atre costat, la velocitat del vent es torna cada volta més llenta a mida que disminuïx l'elevació des de la superfície, en l'oraget a penes alcançant la velocitat de 2,8 m/s (≈10 km/h o 6,2 mph) en la superfície.[5] Prop dels pols hi ha estructures anticiclòniques cridades vórtices polars. Cada vórtice és de doble ull i mostra un patró característic de núvols en forma de S.[6] Dalt hi ha una capa intermija de mesosfera que separa la troposfera de la termosfera.[2][3] La termosfera també es caracterisa per una circulació forta, pero molt diferent en la seua naturalea: els gasos calfats i parcialment ionizados per la llum solar en el hemisferi allumenat pel sol migran a el hemisferi obscur a on es recombinan i baixen.[2]


A diferència de la Terra, Venus carix d'un camp magnètic. El seu ionosfera separa l'atmòsfera del espai exterior i del vent solar. Esta capa ionizada exclou el camp magnètic solar, donant a Venus un entorn magnètic distint. Açò es considera la magnetosfera induïda per Venus. Els gasos més llaugers, inclós el vapor d'aigua, són contínuament expulsats pel vent solar a través de la coa magnètica induïda.[3] S'especula que l'atmòsfera de Venus fins a fa uns 4 mil millons d'anys era més pareguda a la de la Terra en aigua líquida en la superfície. Un efecte hivernàcul desbocado pugues haver segut causat per l'evaporament de l'aigua superficial i el consegüent aument dels nivells d'uns atres gasos d'efecte hivernàcul.[7][8]

A pesar de les dures condicions en la seua superfície, la pressió atmosfèrica i la temperatura entre els 50 i els 65 quilómetros d'altitut són casi les mateixes que les de la superfície de la Terra, lo que fa que la seua atmòsfera superior siga l'àrea més pareguda a la Terra en el sistema solar, inclús més que la superfície marcianana. Per la similitut en la pressió i la temperatura i al fet de que l'aire respirable (21% d'oxigen, 78% de nitrogen) és un gas d'elevació en Venus de la mateixa manera que el heli és un gas d'elevació en la Terra, l'atmòsfera superior s'ha propost com un lloc per a l'exploració i la colonisació.[9]

Història

[editar | editar còdic]

Christiaan Huygens va ser el primer en plantejar el hipòtesis de l'existència d'una atmòsfera en Venus. En el Llibre II de Cosmotheoros, publicat en 1698, escriu:[10]

A sovint m'he preguntat que quan he vist a Venus en el seu punt més propenc a la Terra, quan s'assemblava a una mija lluna, que a penes començava a tindre alguna cosa aixina com banyes, a través d'un telescopi de 45 o 60 peus de llarc, sempre m'apareixia igualment lúcida, que no puc dir que vaig observar ni un punt en ella, Encara que en Júpiter i Mart, que nos semblen molt manco, es perceben molt clarament. Perque si Venus tenia alguna cosa aixina com Mar i Terra, el primer necessàriament deu mostrar molt més obscur que l'atre, com qualsevol pot satisfer-se, que des d'una montanya molt alta [110] solament mirarà cap a avall a la nostra Terra. Vaig pensar que tal volta la Llum massa enèrgica de Venus podria ser l'ocasió d'esta aparició igual; pero quan vaig usar un anteojo que estava fumat per a eixe propòsit, seguia sent lo mateix. Llavors, ¿qué deu Venus no tindre mar, o les aigües allí reflectixen la Llum més que la nostra, o la seua Terra menys? o més be (la qual cosa és lo més provable en la meua opinió) ¿no és tota eixa Llum que veem reflectida des d'una Atmòsfera que rodeja a Venus, que sent més grossa i sòlida que la de Mart o Júpiter, nos impedix vore qualsevol cosa del Globo mateix, i és al mateix temps capaç d'enviar de regrés els Rajos que rep del Sol?

L'evidència decisiva de l'atmòsfera de Venus va ser proporcionada per Mijaíl Lomonósov, basada en la seua observació del trànsit de Venus de 1761 en un chicotet observatori prop de la seua casa en San Petersburgo, Rússia.[11]

Estructura i composició

[editar | editar còdic]

Composició

[editar | editar còdic]
Archiu:Atmosphere of venus.png
Composició de l'atmòsfera de Venus. El gràfic de la dreta és una vista ampliada dels oligoelementos que en conjunt ni tan sols constituïxen una dècima part d'un percentage.

L'atmòsfera de Venus està composta de 96,5% de diòxit de carbono, 3,5% de nitrogen i traces d'atres gasos, especialment diòxit de sofre.[12] La cantitat de nitrogen en l'atmòsfera és relativament chicoteta en comparació a la cantitat de diòxit de carbono, pero degut a que l'atmòsfera és molt més grossa que la de la Terra, el seu contingut total de nitrogen és aproximadament quatre voltes major que el de la Terra, a pesar de que en la Terra el nitrogen constituïx aproximadament el 78% de l'atmòsfera.[1][13]


L'atmòsfera conté una gama de composts en chicotetes cantitats, incloent alguns basats en hidrogen, com el clorur de hidrogen (HCl) i el fluorur de hidrogen (HF). També hi ha monòxit de carbono, vapor d'aigua i oxigen atòmic.[2][3] El hidrogen és relativament escàs en l'atmòsfera venusiana. Es teoriza que una gran cantitat del hidrogen del planeta s'ha perdut en l'espai,[14] i el restant està lligat principalment a vapor d'aigua i àcit sulfúric (H2SO4). La pèrdua de cantitats significatives de hidrogen es demostra per una relació D-H molt alta mida en l'atmòsfera venusiana.[3] La relació és d'aproximadament 0,015-0,025, que és 100-150 voltes major que el valor terrestre d'1.6x10-4.[2][15] Segons algunes medicions, en l'atmòsfera superior de Venus la relació D/H és 1,5 més alta que en l'atmòsfera a granel.[2]

Fosfina

[editar | editar còdic]

En 2020 va haver una discussió considerable sobre si la fosfina (PH3) podria estar present en chicotetes cantitats de l'atmòsfera de Venus. Açò seria digne de menció ya que la fosfina és un biomarcador potencial que indica la presència de vida. Açò va ser provocat per un anunci en setembre de 2020, de que esta espècie havia segut detectada en chicotetes cantitats. Cap font abiótica coneguda present en Venus podria produir fosfina en les cantitats detectades.[16][17] En la revisió, es va descobrir un error d'interpolació que va donar lloc a múltiples llínees espectroscópicas espurias, inclosa la característica espectral de la fosfina. El reanálisis de les senyes en l'algoritme fix no dona com resultat la detecció de la fosfina[18][19] o la detecta en una concentració molt menor d'1 ppb.[20]


L'anunci va promoure el nou anàlisis de les senyes de Pioneer Venus qué varen trobar que partix del clor i totes les característiques espectrals del sulfur de hidrogen estan relacionades en la fosfina, lo que significa una concentració de clor més baixa de lo que es pensava i la no detecció de sulfure de hidrogen.[21] Un atre nou anàlisis de les medicions espectrals infrarrojas archivades per l'instalació del Telescopi Infrarrojo de NASA en 2015 no va revelar cap fosfina en l'atmòsfera de Venus, colocant un llímit superior per a la concentració de fosfina en 5 ppb, una quarta part del valor espectroscópico reportat en setembre.[22]

En 2022, no es va anunciar cap detecció de fosfina en llímit superior de concentració de 0,8 ppb per a altituts venusianas de 75-110 km.[23]

Amoníac

[editar | editar còdic]

L'amoníac en l'atmòsfera de Venus va ser detectat tentativament per dos sondes atmosfèriques: Venera 8 i Pioneer Venus Multiprobe, encara que la detecció va ser rebujada eixa volta pel comportament de sensors mal caracterisat en l'entorn venusiano i a l'amoníac que es creu que és químicament inestable en l'atmòsfera oxidant de Venus.[24]

Troposfera

[editar | editar còdic]
Archiu:Atmosphere composition.gif
Comparació de composicions atmosfèriques: Venus, Mart, Terra (passat i present).

L'atmòsfera es dividix en una série de seccions depenent de l'altitut. La part més densa de l'atmòsfera, la troposfera, comença en la superfície i s'estén cap a dalt a 65 km. En la superfície similar a un forn, els vents són llents,[1] pero en la part superior de la troposfera la temperatura i la pressió alcancen nivells similars als de la Terra i els núvols aumenten a 100 m/s (360 km/h).[3][25]

Archiu:Lomonosov's drawings for his opening of Venus atmosphere 1761.jpg
1761 dibuix de Mijaíl Lomonósov en el seu treball sobre el descobriment de l'atmòsfera de Venus

La pressió atmosfèrica en la superfície de Venus és aproximadament 92 voltes major que la de la Terra, similar a la pressió que es troba a 900 m (3000 peus) per baix de la superfície de l'oceà. L'atmòsfera té una massa de 4,8×1020 kg, aproximadament 93 voltes la massa de l'atmòsfera total de la Terra.cita requerida La densitat de l'aire en la superfície és de 67 kg/m3, que és el 6,5% de la de l'aigua líquida en la Terra.[1] La pressió trobada en la superfície de Venus és lo suficientment alta com per a que el diòxit de carbono ya no siga tècnicament un gas, sino un decorregut supercrítico. Este diòxit de carbono supercrítico forma una espècie de mar que cobrix tota la superfície de Venus. Esta mar de diòxit de carbono supercrítico transferix la calor de manera molt eficient, amortiguando els canvis de temperatura entre la nit i el dia (que duren 56 dies terrestres).[26]

La gran cantitat de CO2 en l'atmòsfera junt en el vapor d'aigua i el diòxit de sofre creen un fort efecte hivernàcul, atrapant l'energia solar i elevant la temperatura de la superfície a al voltant de 740 K (467 °C),[13] més calent que qualsevol atre planeta en el sistema solar, inclús el de Mercurio a pesar d'estar ubicat més llunt del Sol i rebre solament el 25% de l'energia solar (per unitat d'àrea) que fa Mercurio.cita requerida La temperatura mija en la superfície està per damunt dels punts de fusió del plom (600 K, 327 °C), estany (505 K, 232 °C) i zinc (693 K, 420 °C). La troposfera grossa també fa que la diferència de temperatura entre el costat diürn i nocturn siga chicoteta, a pesar de que la llenta rotació retrògrada del planeta fa que un sol dia solar dure 116,5 dies terrestres. La superfície de Venus passa 58,3 dies en l'obscuritat ans que el sol ixca de nou darrere dels núvols.[1][27]


La troposfera en Venus conté el 99% de l'atmòsfera en massa. El 90% de l'atmòsfera de Venus està a menys de 28 km de la superfície; en comparació, el 90% de l'atmòsfera de la Terra està a menys de 10 km de la superfície. A una altitut de 50 km, la pressió atmosfèrica és aproximadament igual a la de la superfície de la Terra.[28] En el costat nocturn de Venus encara es poden trobar núvols a 80 km sobre la superfície.[29]

L'altitut de la troposfera més similar a la Terra està prop de la tropopausa, el llímit entre la troposfera i la mesosfera. Es troba llaugerament per damunt dels 50 km.[25] Segons les medicions de les sondes Magallanes i Venus Express, l'altitut de 52,5 a 54 km té una temperatura entre 293 K (20 °C) i 310 K (37 °C), i l'altitut a 49,5 km sobre la superfície és a on la pressió es torna la mateixa que la de la Terra al nivell del mar.[25][30] Com les naus tripulades enviades a Venus podrien compensar les diferències de temperatura fins a cert punt, entre uns 50 i 54 km més o menys sobre la superfície seria l'altitut més fàcil en la que basar una exploració o colónia, a on la temperatura estaria en el ranc crucial de «aigua líquida» de 273 K (0 °C) a 323 K (50 °C) i la pressió de l'aire seria la mateixa que en les regions habitable de la Terra.[9][31] Com el CO2 és més pesat que l'aire, l'aire de la colónia (nitrogen i oxigen) podria mantindre l'estructura surant a eixa altitut com un dirigible.

Circulació

[editar | editar còdic]
Archiu:Venus circulation.jpg
Component meridional (nort-sur) de la circulació atmosfèrica en l'atmòsfera de Venus. Tinga en conte que la circulació meridional és molt menor que la circulació zonal, que transporta calor entre els costats diürn i nocturn del planeta.

La circulació en la troposfera de Venus seguix el cridat fluix ciclostrófico.[3] Les seues velocitats del vent estan determinades aproximadament per l'equilibri del gradient de pressió i les forces centrífugas en un fluix casi purament zonal. En contrast, la circulació en l'atmòsfera de la Terra es rig per l'equilibri geostrófico.[3] Les velocitats del vent de Venus es poden medir directament solament en la troposfera superior (tropopausa), entre 60 i 70 km, altitut, que correspon a la coberta superior de núvols.[32] El moviment dels núvols s'observa generalment en la part ultravioleta del espectre, a on el contrast entre els núvols és el més alt.[32] Les velocitats llineals del vent a este nivell són d'aproximadament 100 ± 10 m/s a una latitut inferior a 50°. Són retrògrats en el sentit de que bufen en la direcció de la rotació retrògrada del planeta.[32] Els vents disminuïxen ràpidament cap a les latitut més altes, aplegant finalment a zero en els pols. Tals forts vents en la part superior dels núvols causen un fenomen conegut com la súper rotació de l'atmòsfera.[3] En atres paraules, estos vents d'alta velocitat rodegen tot el planeta més ràpit de lo que gira el planeta mateix.[31] La super rotació en Venus és diferencial, lo que significa que la troposfera equatorial gira més llentament que la troposfera en les latitut miges.[32] Els vents també tenen un fort gradient vertical. Disminuïxen profundament en la troposfera en una velocitat de 3 m/s per km.[3] Els vents prop de la superfície de Venus són molt més llents que els de la Terra. En realitat, es mouen a solament uns pocs quilómetros per hora (generalment menys de 2 m/s i en un promig de 0,3 a 1 m/s), pero per l'alta densitat de l'atmòsfera en la superfície, açò encara és suficient per a transportar pols i pedres chicotetes a través de la superfície, de la mateixa manera que una corrent d'aigua de moviment llent.[1][33]


Tots els vents en Venus són impulsats en última instància per convecció. L'aire calent s'eleva en la zona equatorial, a on es concentra el calfament solar i fluïx cap als pols. Tal bolque casi planetari de la troposfera es diu circulació de Hadley.[3] No obstant, els moviments de l'aire meridional són molt més llents que els vents zonals. El llímit cap als pols de la cèlula planetària de Hadley en Venus està prop de ± 60° de latitut.[3] Ací l'aire comença a descendir i retorna a l'equador baix dels núvols. Esta interpretació està respalada per la distribució del monòxit de carbono, que també es concentra en les proximitats de latitut de ± 60°.[3] Cap al pol de la cèlula de Hadley s'observa un patró diferent de circulació. En el ranc de latitut existixen 60°-70° collars polars fredor.[3][6] Es caracterisen per temperatures al voltant de 30-40 K més baixes que en la troposfera superior en latitut propenques.[6] La temperatura més baixa és provablement causada per l'aflorament de l'aire en ells i pel refredat adiabàtic resultant.[6] Tal interpretació és recolzada pels núvols més densos i més altes en els collars. Els núvols es troben a 70-72 km d'altitut en els collars, uns 5 km més altes que en els pols i latitut baixes.[3] Pot existir una conexió entre els collars frets i les chorrada de latitut miges d'alta velocitat en els que els vents bufen tan ràpit com 140 m/s. Tals chorrada són una conseqüència natural de la circulació de tipo Hadley i deurien existir en Venus entre 55° i 60° de latitut.[32]

Estructures estranyes conegudes com vórtices polars es troben dins dels collars polars frets.[3] Són tormentes jagantes similars a huracans quatre voltes més grans que els seus anàlecs terrestres. Cada vórtice té dos «ulls»: els centres de rotació, que estan conectats per distintes estructures de núvols en forma de S. Tals estructures de doble ull també es diuen dipols polars.[6] Els vórtices giren en el periodo d'aproximadament 3 dies en la direcció de la super rotació general de l'atmòsfera.[6] Les velocitats llineals del vent són de 35-50 m/s prop de les seues vores exteriors i zero en els pols.[6] La temperatura en els cims dels núvols en cada vórtice polar és molt més alta que en els collars polars propencs, alcançant 250 K (-23 °C).[6] L'interpretació convencional dels vórtices polars és que són anticiclones en aflorament descendent en el centre i aflorament en els collars polars fredor.[6] Este tipo de circulació s'assembla a un vórtice anticiclònic polar de hivern en la Terra, especialment el que es troba sobre l'Antàrtida. Les observacions en les diverses finestres atmosfèriques infrarrojas indiquen que la circulació anticiclònica observada prop dels pols penetra tan profundament com a 50 km d'altitut, és dir, a la base dels núvols.[6] La troposfera superior polar i la mesosfera són extremadament dinàmiques; grans núvols lluents poden aparéixer i desaparéixer en l'espai d'unes poques hores. Un d'estos events va ser observat per Venus Express entre el 9 i el 13 de giner de 2007, quan la regió polar sur es va tornar més lluent en un 30%.[32] Este event provablement va ser causat per una injecció de diòxit de sofre en la mesosfera, que després es condensó, formant una boira terrera lluenta.[32] Els dos ulls en els vórtices encara no s'han explicat.[34]

Archiu:Venus clouds Galileo Color PIA00124.jpg
Image en fals color del infrarrojo propenc (2,3 μm) de l'atmòsfera profunda de Venus obtinguda per Galileo. Les taques obscures són núvols retallats contra l'atmòsfera inferior molt calenta que emet radiació infrarroja tèrmica.

El primer vórtice en Venus va ser descobert en el pol nort per la missió Pioneer Venus en 1978.[35] Un descobriment del segon gran vórtice de «doble ull» en el pol sur de Venus va ser realisat en l'estiu de 2006 per Venus Express, que no va ser una sorpresa.[34]

Les imàgens del orbitador Akatsuki varen revelar alguna cosa similar als vents de la corrent en chorrada en la regió de núvols baixos i miges, que s'estén de 45 a 60 km d'altitut. La velocitat del vent es va maximizar prop de l'equador. En setembre de 2017, els científics de JAXA varen cridar a este fenomen «chorrada equatorial venusiano».[36]

Atmòsfera superior i ionosfera

[editar | editar còdic]

La mesosfera de Venus s'estén de 65 km a 120 km d'altura, i la termosfera comença a aproximadament 120 km, alcançant finalment el llímit superior de l'atmòsfera (exosfera) a uns 220 a 350 km.[25] L'exosfera comença quan l'atmòsfera es torna tan prima que el número promig de colisions per molècula d'aire és inferior a un.

La mesosfera de Venus es pot dividir en dos capes: l'inferior entre 62 i 73 km[37] i la superior entre 73 i 95 km.[25] En la primera capa la temperatura és casi constant a 230 K (−43 °C). Esta capa coincidix en la coberta de núvols superior. En la segona capa, la temperatura comença a disminuir novament, alcançant aproximadament 165 K (-108 °C) a l'altitut de 95 km, a on comença la mesopausa.[25] És la part més freda de l'atmòsfera diürna venusiana.[2] En la mesopausa diürna, que servix com a llímit entre la mesosfera i la termosfera i es troba entre 95 i 120 km, la temperatura aumenta a un valor constant, al voltant de 300-400 K (27-127 °C), prevalente en la termosfera.[2] En contrast, la termosfera venusiana nocturna és el lloc més fret de Venus en una temperatura tan baixa com 100 K (-173 °C). Inclús es diu criosfera.[2]


Els patrons de circulació en la mesosfera superior i la termosfera de Venus són completament diferents dels de l'atmòsfera inferior.[2] A altituts de 90-150 km, l'aire venusiano es mou del costat diürn al costat nocturn del planeta, en aflorament sobre el hemisferi allumenat pel sol i surgencia sobre el hemisferi obscur. L'aflorament descendent sobre el costat nocturn causa calfament adiabàtic de l'aire, que forma una capa càlida en la mesosfera nocturna a altituts 90-120 km.[2][3] La temperatura d'esta capa, 230 K (-43 °C), és molt més alta que la temperatura típica que es troba en la termosfera nocturna: 100 K (-173 °C).[2] L'aire que circula des del costat diürn també transporta àtoms d'oxigen, que despuix de la recombinació formen molècules excitades d'oxigen en l'estat singlete de llarga duració (1Δg), que després es relaixen i emeten radiació infrarroja a la llongitut d'ona 1,27 μm. Esta radiació des del ranc d'altitut 90-100 km s'observa a sovint des del sol i la nau espacial.[38] La mesosfera superior nocturna i la termosfera de Venus són també la font d'emissions d'equilibri termodinàmic no local de molècules de CO2 i òxit nítric, que són responsables de la baixa temperatura de la termosfera nocturna.[38]

La sonda Venus Express ha demostrat a través de l'ocultació estelar que la boira terrera atmosfèrica s'estén molt més dalt en el costat nocturn que en el costat diürn. En el costat diürn, la coberta de núvols té una gruixa de 20 km i s'estén fins a uns 65 km, mentres que en el costat nocturn, la coberta de núvols en forma d'una boira terrera espessa alcança fins a 90 km d'altitut, fins a ben entrada la mesosfera, continuant encara més a 105 km com una boira terrera més transparent.[29] En 2011, la nau espacial va descobrir que Venus té una prima capa d'ozon a una altitut de 100 km.[39]


Venus té una ionosfera estesa ubicada a altituts de 120-300 km.[25] l'ionosfera casi coincidix en la termosfera. Els alts nivells d'ionisació es mantenen només en el costat diürn del planeta. Durant el costat nocturn la concentració dels electrons és casi zero.[25] L'ionosfera de Venus consta de tres capes: v1 entre 120 i 130 km, v2 entre 140 i 160 km i v3 entre 200 i 250 km.[25] Pot haver una capa adicional prop de 180 km. La densitat màxima del volum d'electrons (número d'electrons en una unitat de volum) de 3×1011 m−3 s'alcança en la capa v2 prop del punt subsolar.[25] El llímit superior de l'ionosfera (l'ionopausa) es troba a altituts de 220-375 km i separa el plasma de l'orige planetari del de la magnetosfera induïda.[40][41] La principal espècie iònica en les capes v1 i v2 és O2+ ion, mentres que la capa v3 consistix en O+ ions.[25] S'observa que el plasma ionosférico està en moviment; la fotoionizaació solar en el costat diürn i la recombinació de ions en el costat nocturn són els principals processos responsables d'accelerar el plasma a les velocitats observades. El fluix de plasma sembla ser suficient per a mantindre l'ionosfera nocturna en o prop del nivell mig observat de densitat de ions.[42]

Magnetosfera induïda

[editar | editar còdic]
Archiu:Venusian magnetosphere.svg
Venus interactua en el vent solar. Es mostren els components de la magnetosfera induïda.

Se sap que Venus no té un camp magnètic.[40][41] La raó de la seua absència no està del tot clara, pero pot estar relacionada en una intensitat reduïda de convecció en el mant venusiano. Venus només té una magnetosfera induïda formada pel camp magnètic del Sol transportat pel vent solar.[40] Este procés pot entendre's com les llínees de camp que envolen un obstàcul, Venus en este cas. La magnetosfera induïda de Venus té un arc de choc, coberta magnètica, magnetopausa i coa magnètica en el full actual.[40][41]


En el punt subsolar, l'arc de choc es troba a 1900 km (0.3 Rv, a on Rv és el radi de Venus) sobre la superfície de Venus. Esta distància es va medir en 2007 prop del mínim d'activitat solar.[41] Prop del màxim d'activitat solar pot estar vàries voltes més llunt del planeta.[40] La magnetopausa es troba a una altitut de 300 km.[41] El llímit superior de l'ionosfera (ionopausa) està prop de 250 km. Entre la magnetopausa i l'ionopausa existix una barrera magnètica, una millora local del camp magnètic, que impedix que el plasma solar penetre més profundament en l'atmòsfera venusiana, a lo manco prop de l'activitat solar mínima. El camp magnètic en la barrera alcança fins a 40 nT.[41] La coa magnètica continua fins a dèu radis del planeta. És la part més activa de la magnetosfera venusiana. Hi ha events de reconexió i acceleració de partícules en la coa. Les energies d'electrons i ions en la coa magnètica són d'al voltant de 100 eV i 1000 eV respectivament.[43]

Per la falta del camp magnètic intrínsec en Venus, el vent solar penetra relativament profundament en l'exosfera planetària i causa una pèrdua substancial de l'atmòsfera.[44] La pèrdua ocorre principalment a través de la coa magnètica. Actualment els principals tipos de ions que es perden són O+, H+ i He+. La relació entre les pèrdues d'hidrogen i oxigen és d'al voltant de 2 (és dir, casi estequiomètrica per a l'aigua), lo que indica la pèrdua contínua d'aigua.[43]

Vore també

[editar | editar còdic]

Referències

[editar | editar còdic]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 1,7 Reports on Progress in Physics.66
    1699–1734.ISSN 0034-4885.doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04.Consultat el 2022-11-22.
  2. ↑ 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 2,10 2,11 Nature.450
    646–649.ISSN 0028-0836.doi:10.1038/nature05974.Consultat el 2022-11-22.
  3. ↑ 3,00 3,01 3,02 3,03 3,04 3,05 3,06 3,07 3,08 3,09 3,10 3,11 3,12 3,13 3,14 3,15 3,16 3,17 Nature.450
    629–632.ISSN 0028-0836.doi:10.1038/nature06432.Consultat el 2022-11-22.
  4. ↑ Science.328ISSN 0036-8075.doi:10.1126/science.328.5979.677-a.Consultat el 2022-11-22.
  5. ↑ DK Space Encyclopedia: Atmosphere of Venus p. 58.
  6. ↑ 6,00 6,01 6,02 6,03 6,04 6,05 6,06 6,07 6,08 6,09 Nature.450
    637–640.ISSN 0028-0836.doi:10.1038/nature06209.Consultat el 2022-11-22.
  7. ↑ Icarus.74
    472–494.ISSN 0019-1035.doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9.Consultat el 2022-11-22.
  8. ↑ «How Hot is Venus?, by Roger Bourke White Jr., copyright May 2006». www.whiteworld.com. Consultat el 2022-11-22.
  9. ↑ 9,0 9,1 654
    1193–1198.doi:10.1063/1.1541418.Consultat el 2022-11-22.
  10. ↑ «The Cosmotheoros of Christiaan Huygens - Book II». webspace.science.uu.nl. Consultat el 2022-11-22.
  11. ↑ Journal of Astronomical History and Heritage.17ISSN 1440-2807.Consultat el 2022-11-22.
  12. ↑ «Venus: Atmosphere | Encyclopedia of the Solar System - Credo Reference». search.credoreference.com. Consultat el 2022-11-22.
  13. ↑ 13,0 13,1 «Clouds and atmosphere of Venus». web.archive.org. Archivat des d'el original, el 21 de juliol de 2011. Consultat el 2022-11-22.
  14. ↑ Internet Archive, James (1979). Gaia, a new look at life on earth, Oxford ; New York : Oxford University Press. ISBN 978-0-19-217665-3.
  15. ↑ Icarus.224
    57–65.ISSN 0019-1035.doi:10.1016/j.icarus.2013.02.010.Consultat el 2022-11-22.
  16. ↑ Nature Astronomy.5
    655–664.ISSN 2397-3366.doi:10.1038/s41550-020-1174-4.Consultat el 2022-11-22.
  17. ↑ «Scientists find gas linked to life in atmosphere of Venus» (en en). the Guardian. Consultat el 2022-11-22.
  18. ↑ Astronomy and Astrophysics.644
    L2.ISSN 0004-6361.doi:10.1051/0004-6361/202039717.Consultat el 2022-11-22.
  19. ↑ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.501
    L18–L22.ISSN 0035-8711.doi:10.1093/mnrasl/slaa187.Consultat el 2022-11-22.
  20. ↑ Nature Astronomy.5
    636–639.ISSN 2397-3366.doi:10.1038/s41550-021-01424-x.Consultat el 2022-11-22.
  21. ↑ «Venus' Mass Spectra Show Signs of Disequilibria in the Middle Clouds» (en en). Earth and Space Science Open Archive. doi:10.1002/essoar.10504552.4. Consultat el 2022-11-22.
  22. ↑ Astronomy and Astrophysics.643
    L5.ISSN 0004-6361.doi:10.1051/0004-6361/202039559.Consultat el 2022-11-22.
  23. ↑ arXiv:2210.13519 [astre-ph].Consultat el 2022-11-22.
  24. ↑ arXiv:2211.07786 [astre-ph].Consultat el 2022-11-22.
  25. ↑ 25,00 25,01 25,02 25,03 25,04 25,05 25,06 25,07 25,08 25,09 25,10 Nature.450
    657–660.ISSN 0028-0836.doi:10.1038/nature06239.Consultat el 2022-11-22.
  26. ↑ «Venus II--geology, geophysics, atmosphere, and solar wind environment | WorldCat.org» (en és). www.worldcat.org. Consultat el 2022-11-22.
  27. ↑ «Understanding our universe | WorldCat.org» (en és). www.worldcat.org. Consultat el 2022-11-23.
  28. ↑ «The Environment of Venus». hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. Consultat el 2022-11-23.
  29. ↑ 29,0 29,1 «Flying over the cloudy world - science updates from Venus Express | Venus News». web.archive.org. Archivat des d'el original, el 5 de març de 2012. Consultat el 2022-11-23.
  30. ↑ «Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles». web.archive.org. Archivat des d'el original, el 24 d'agost de 2018. Consultat el 2022-11-23.
  31. ↑ 31,0 31,1 «Atmospheric Flight on Venus». web.archive.org. Archivat des d'el original, el 16 d'octubre de 2011. Consultat el 2022-11-23.
  32. ↑ 32,0 32,1 32,2 32,3 32,4 32,5 32,6 Nature.450
    633–636.ISSN 0028-0836.doi:10.1038/nature06320.Consultat el 2022-11-23.
  33. ↑ Kosmicheskie Issledovaniia.17
    280–285.Consultat el 2022-11-23.
  34. ↑ 34,0 34,1 «Double vortex at Venus South Pole unveiled!» (en en). www.esa.int. Consultat el 2022-11-23.
  35. ↑ «First Venus Express VIRTIS Images Peel Away the Planet's Clouds - Planetary News | The Planetary Society». web.archive.org. Archivat des d'el original, el 4 de març de 2012. Consultat el 2022-11-23.
  36. ↑ «JAXA | Venus Climate Orbiter "AKATSUKI" (PLANET-C)» (en en). JAXA | Japan Aerospace Exploration Agency. Consultat el 2022-11-23.
  37. ↑ Esta gruixa correspon a les latitut polars. És més estret prop de l'equador: 65-67 km
  38. ↑ 38,0 38,1 Nature.450
    641–645.ISSN 0028-0836.doi:10.1038/nature06140.Consultat el 2022-11-29.
  39. ↑ «[1]». Consultat el 2022-11-29 (en en-GB).
  40. ↑ 40,0 40,1 40,2 40,3 40,4 Reports on Progress in Physics.56
    687–732.ISSN 0034-4885.doi:10.1088/0034-4885/56/6/001.Consultat el 2022-11-29.
  41. ↑ 41,0 41,1 41,2 41,3 41,4 41,5 Nature.450
    654–656.ISSN 0028-0836.doi:10.1038/nature06026.Consultat el 2022-11-29.
  42. ↑ Icarus.60
    317–326.ISSN 0019-1035.doi:10.1016/0019-1035(84)90192-1.Consultat el 2022-11-29.
  43. ↑ 43,0 43,1 Nature.450
    650–653.ISSN 0028-0836.doi:10.1038/nature06434.Consultat el 2022-11-29.
  44. ↑ «Sun-Earth Day 2004 Venus Transit». web.archive.org. Archivat des d'el original, el 29 de juny de 2012. Consultat el 2022-11-29.


Referències

[editar | editar còdic]


Obtingut de «https://www.lenciclopedia.org/w/index.php?title=Atmòsfera_de_Venus&oldid=901246»