Venus minder meget om Jorden i nogle egenskaber. Imidlertid har disse to planeter også betydelige forskelle på grund af ejendommelighederne ved dannelsen og udviklingen af hver af dem, og videnskabsmænd identificerer flere og flere sådanne funktioner. Vi vil her mere detaljeret overveje et af de kendetegn - den særlige karakter af Venus' magnetfelt, men først vender vi os til planetens generelle karakteristika og nogle hypoteser, der påvirker spørgsmålene om dens udvikling.
Venus i solsystemet
Venus er den næstnærmeste planet til Solen, en nabo til Merkur og Jorden. I forhold til vores lyskilde bevæger den sig i en næsten cirkulær bane (venusbanens excentricitet er mindre end jordens) i en gennemsnitlig afstand på 108,2 millioner km. Det skal bemærkes, at excentriciteten er en variabel værdi, og i en fjern fortid kunne den være anderledes på grund af planetens gravitationsinteraktioner med andre legemer i solsystemet.
Venus har ingen naturlige satellitter. Der er hypoteser, ifølge hvilke planeten engang havde en stor satellit, som efterfølgende blev ødelagt af virkningen af tidevandskræfter ellertabt.
Nogle videnskabsmænd mener, at Venus oplevede en tangentkollision med Merkur, hvilket fik sidstnævnte til at blive kastet ind i en lavere bane. Venus ændrede rotationens natur. Det er kendt, at planeten roterer ekstremt langsomt (som Merkur i øvrigt gør) - med en periode på omkring 243 jorddage. Derudover er dens rotationsretning modsat retningen for andre planeter. Man kan sige, at den roterer, som om den vender på hovedet.
Venus vigtigste fysiske træk
Sammen med Mars, Jorden og Merkur hører Venus til de terrestriske planeter, det vil sige, det er et relativt lille klippelegeme af overvejende silikatsammensætning. Det svarer til Jorden i størrelse (diameter 94,9% af jorden) og masse (81,5% af jorden). Flugthastigheden på planetens overflade er 10,36 km/s (på Jorden er den ca. 11,19 km/s).
Af alle jordiske planeter har Venus den mest tætte atmosfære. Trykket på overfladen overstiger 90 atmosfærer, den gennemsnitlige temperatur er omkring 470 °C.
På spørgsmålet om Venus har et magnetfelt, er der følgende svar: planeten har praktisk t alt intet eget felt, men på grund af solvindens interaktion med atmosfæren et "falsk", induceret felt opstår.
Lidt om Venus geologi
Langt størstedelen af planetens overflade er dannet af produkter fra bas altisk vulkanisme og er en kombination af lavafelter, stratovulkaner, skjoldvulkaner og andre vulkanske strukturer. Der er fundet få nedslagskratere, ogpå grundlag af at tælle deres antal, blev det konkluderet, at overfladen af Venus ikke kan være ældre end en halv milliard år. Der er ingen tegn på pladetektonik på planeten.
På Jorden er pladetektonik, sammen med kappekonvektionsprocesser, hovedmekanismen for varmeoverførsel, men dette kræver en tilstrækkelig mængde vand. Man må tro, at på Venus, på grund af mangel på vand, stoppede pladetektonikken enten på et tidligt tidspunkt, eller slet ikke fandt sted. Så planeten kunne kun slippe af med overskydende indre varme gennem den globale tilførsel af overophedet kappestof til overfladen, muligvis med fuldstændig ødelæggelse af skorpen.
Lige sådan en begivenhed kunne have fundet sted for omkring 500 millioner år siden. Det er muligt, at det ikke var den eneste i Venus' historie.
Venus' kerne og magnetfelt
På Jorden genereres det globale geomagnetiske felt på grund af dynamoeffekten skabt af kernens specielle struktur. Det ydre lag af kernen er smeltet og er kendetegnet ved tilstedeværelsen af konvektive strømme, som sammen med jordens hurtige rotation skaber et ret kraftigt magnetfelt. Derudover bidrager konvektion til aktiv varmeoverførsel fra den indre faste kerne, som indeholder mange tunge, herunder radioaktive grundstoffer, hovedkilden til opvarmning.
Tilsyneladende, på vores planets nabo, virker al denne mekanisme ikke på grund af manglen på konvektion i den flydende ydre kerne - det er derfor, Venus ikke har noget magnetfelt.
Hvorfor er Venus og Jorden så forskellige?
Årsagerne til den alvorlige strukturelle forskel mellem to planeter, der ligner hinanden i fysiske karakteristika, er endnu ikke helt klare. Ifølge en nyligt konstrueret model dannes den indre struktur af klippeplaneter i lag, efterhånden som massen øges, og den stive lagdeling af kernen forhindrer konvektion. På Jorden blev den flerlagede kerne formodentlig ødelagt i begyndelsen af sin historie som et resultat af en kollision med et ret stort objekt - Theia. Derudover betragtes månens fremkomst som resultatet af denne kollision. Tidevandseffekten af en stor satellit på jordens kappe og kerne kan også spille en væsentlig rolle i konvektionsprocesser.
En anden hypotese antyder, at Venus oprindeligt havde et magnetfelt, men planeten mistede det på grund af en tektonisk katastrofe eller en række katastrofer nævnt ovenfor. Derudover, i mangel af et magnetisk felt, "skylder" mange forskere den for langsomme rotation af Venus og den lille mængde præcession af rotationsaksen.
træk ved den venusiske atmosfære
Venus har en ekstrem tæt atmosfære, der hovedsageligt består af kuldioxid med en lille blanding af nitrogen, svovldioxid, argon og nogle andre gasser. En sådan atmosfære tjener som en kilde til en irreversibel drivhuseffekt, der forhindrer planetens overflade i at afkøle på nogen måde. Måske er det ovenfor beskrevne "katastrofale" tektoniske regime i dets indre også ansvarlig for tilstanden af atmosfæren i "morgenstjernen".
Den største del af gaskonvoluttenVenus er indesluttet i det nederste lag - troposfæren, der strækker sig til højder på omkring 50 km. Ovenfor er tropopausen, og over den er mesosfæren. Skyernes øvre grænse, bestående af svovldioxid og dråber svovlsyre, ligger i en højde af 60–70 km.
I den øvre atmosfære ioniseres gas kraftigt af solens ultraviolette stråling. Dette lag af forkælet plasma kaldes ionosfæren. På Venus er den placeret i højder af 120–250 km.
Induceret magnetosfære
Det er samspillet mellem solvindens ladede partikler og plasmaet i den øvre atmosfære, der afgør, om Venus har et magnetfelt. Magnetfeltets kraftlinjer, som bæres af solvinden, bøjer sig rundt om den venusiske ionosfære og danner en struktur kaldet den inducerede (inducerede) magnetosfære.
Denne struktur har følgende elementer:
- En bue-chokbølge placeret i en højde på omkring en tredjedel af planetens radius. På toppen af solaktiviteten er området, hvor solvinden møder det ioniserede lag af atmosfæren, meget tættere på Venus' overflade.
- Magnetisk lag.
- Magnetopause er faktisk grænsen for magnetosfæren, der ligger i en højde af omkring 300 km.
- Magnetosfærens hale, hvor solvindens strakte magnetfeltlinjer retter sig ud. Længden af den magnetosfæriske hale på Venus er fra en til flere snesevis af planetariske radier.
Halen er karakteriseret ved en særlig aktivitet - processerne med magnetisk genforbindelse, der fører til acceleration af ladede partikler. I de polære områder kan der som et resultat af genforbindelse dannes magnetiske bundter,ligner jorden. På vores planet ligger genforbindelsen af magnetfeltlinjer til grund for fænomenet nordlys.
Det vil sige, at Venus har et magnetfelt, der ikke er dannet af interne processer i planetens indvolde, men af Solens indflydelse på atmosfæren. Dette felt er meget svagt - dets intensitet er i gennemsnit tusind gange svagere end Jordens geomagnetiske felt, men det spiller en vis rolle i de processer, der finder sted i den øvre atmosfære.
Magnetosfæren og stabiliteten af planetens gasskal
Magnetosfæren beskytter planetens overflade mod påvirkningen fra solvindens energiske ladede partikler. Det menes, at tilstedeværelsen af en tilstrækkelig kraftig magnetosfære muliggjorde fremkomsten og udviklingen af liv på Jorden. Derudover forhindrer den magnetiske barriere i nogen grad atmosfæren i at blive blæst væk af solvinden.
Ioniserende ultraviolet trænger også ind i atmosfæren, som ikke forsinkes af magnetfeltet. På den ene side, på grund af dette, opstår ionosfæren, og der dannes en magnetisk skærm. Men ioniserede atomer kan forlade atmosfæren ved at komme ind i den magnetiske hale og accelerere der. Dette fænomen kaldes ion runaway. Hvis hastigheden erhvervet af ionerne overstiger flugthastigheden, mister planeten hurtigt sit gashylster. Et sådant fænomen observeres på Mars, som er karakteriseret ved svag tyngdekraft og følgelig en lav flugthastighed.
Venus holder med sin stærkere tyngdekraft ionerne i sin atmosfære mere effektivt, efterhånden som de har brug fortage mere fart for at forlade planeten. Det inducerede magnetfelt på planeten Venus er ikke kraftigt nok til at accelerere ionerne væsentligt. Derfor er tabet af atmosfæren her ikke nær så betydeligt som på Mars, på trods af at intensiteten af ultraviolet stråling er meget højere på grund af nærheden til Solen.
Venus inducerede magnetfelt er således et eksempel på den komplekse vekselvirkning mellem den øvre atmosfære og forskellige typer solstråling. Sammen med gravitationsfeltet er det en faktor i stabiliteten af planetens gasskal.
