Venus is baie soortgelyk aan die Aarde in sommige eienskappe. Hierdie twee planete het egter ook beduidende verskille as gevolg van die eienaardighede van die vorming en evolusie van elkeen van hulle, en wetenskaplikes identifiseer al hoe meer sulke kenmerke. Ons sal hier in meer besonderhede een van die onderskeidende kenmerke oorweeg - die spesiale aard van die magnetiese veld van Venus, maar ons gaan eers na die algemene kenmerke van die planeet en 'n paar hipoteses wat die kwessies van sy evolusie raak.
Venus in die sonnestelsel
Venus is die tweede naaste planeet aan die Son, 'n buurman van Mercurius en die Aarde. Relatief tot ons lig, beweeg dit in 'n byna sirkelvormige wentelbaan (die eksentrisiteit van die Venusiese wentelbaan is minder as dié van die aarde) op 'n gemiddelde afstand van 108,2 miljoen km. Daar moet kennis geneem word dat die eksentrisiteit 'n veranderlike waarde is, en in die verre verlede kan dit anders wees as gevolg van die gravitasie-interaksies van die planeet met ander liggame van die sonnestelsel.
Venus het geen natuurlike satelliete nie. Daar is hipoteses waarvolgens die planeet eens 'n groot satelliet gehad het, wat daarna vernietig is deur die werking van getykragte ofverlore.
Sommige wetenskaplikes glo dat Venus 'n raaklynbotsing met Mercurius ervaar het, wat veroorsaak het dat laasgenoemde in 'n laer wentelbaan gegooi is. Venus het die aard van rotasie verander. Dit is bekend dat die planeet uiters stadig roteer (soos Mercurius, terloops) - met 'n tydperk van ongeveer 243 aarddae. Daarbenewens is die rigting van sy rotasie teenoor dié van ander planete. Daar kan gesê word dat dit draai, asof dit onderstebo draai.
Belangrikste fisiese kenmerke van Venus
Saam met Mars, Aarde en Mercurius, behoort Venus aan die aardse planete, dit wil sê, dit is 'n relatief klein rotsagtige liggaam van oorwegend silikaatsamestelling. Dit is soortgelyk aan die Aarde in grootte (deursnee 94,9% van die aarde) en massa (81,5% van die aarde). Die ontsnappingssnelheid op die oppervlak van die planeet is 10,36 km/s (op Aarde is dit ongeveer 11,19 km/s).
Van al die aardse planete het Venus die digste atmosfeer. Die druk op die oppervlak oorskry 90 atmosfeer, die gemiddelde temperatuur is ongeveer 470 °C.
Op die vraag of Venus 'n magneetveld het, is daar die volgende antwoord: die planeet het feitlik geen eie veld nie, maar as gevolg van die interaksie van die sonwind met die atmosfeer, 'n "vals", geïnduseerde veld ontstaan.
'n Bietjie oor die geologie van Venus
Die oorgrote meerderheid van die planeet se oppervlak word gevorm deur produkte van bas altvulkanisme en is 'n kombinasie van lawavelde, stratovulkane, skildvulkane en ander vulkaniese strukture. Min impakkraters is gevind, enop grond van die tel van hul getal, is tot die gevolgtrekking gekom dat die oppervlak van Venus nie ouer as 'n halfmiljard jaar kan wees nie. Daar is geen tekens van plaattektoniek op die planeet nie.
Op aarde is plaattektoniek, tesame met mantelkonveksieprosesse, die hoofmeganisme vir hitte-oordrag, maar dit vereis 'n voldoende hoeveelheid water.’n Mens moet dink dat op Venus, weens’n gebrek aan water, plaattektoniek óf vroeg opgehou het, óf glad nie plaasgevind het nie. Dus, die planeet kon slegs van oortollige interne hitte ontslae raak deur die globale toevoer van oorverhitte mantelmateriaal na die oppervlak, moontlik met die algehele vernietiging van die kors.
Net so 'n gebeurtenis kon sowat 500 miljoen jaar gelede plaasgevind het. Dit is moontlik dat dit nie die enigste een in die geskiedenis van Venus was nie.
Die kern en magnetiese veld van Venus
Op aarde word die globale geomagnetiese veld gegenereer as gevolg van die dinamo-effek wat geskep word deur die spesiale struktuur van die kern. Die buitenste laag van die kern is gesmelt en word gekenmerk deur die teenwoordigheid van konvektiewe strome, wat saam met die vinnige rotasie van die Aarde 'n redelik kragtige magnetiese veld skep. Daarbenewens dra konveksie by tot aktiewe hitte-oordrag vanaf die binneste soliede kern, wat baie swaar, insluitend radioaktiewe elemente, die hoofbron van verhitting bevat.
Blykbaar, op ons planeet se buurman, werk al hierdie meganisme nie as gevolg van die gebrek aan konveksie in die vloeibare buitenste kern nie - dit is hoekom Venus geen magneetveld het nie.
Waarom verskil Venus en Aarde so?
Die redes vir die ernstige strukturele verskil tussen twee planete soortgelyk in fisiese eienskappe is nog nie heeltemal duidelik nie. Volgens een onlangs gekonstrueerde model word die interne struktuur van rotsagtige planete in lae gevorm soos massa toeneem, en die rigiede stratifikasie van die kern verhoed konveksie. Op Aarde is die meerlaagse kern vermoedelik aan die begin van sy geskiedenis vernietig as gevolg van 'n botsing met 'n redelik groot voorwerp - Theia. Daarbenewens word die opkoms van die Maan as die gevolg van hierdie botsing beskou. Die gety-effek van 'n groot satelliet op die Aarde se mantel en kern kan ook 'n beduidende rol in konvektiewe prosesse speel.
Nog 'n hipotese dui daarop dat Venus oorspronklik 'n magneetveld gehad het, maar die planeet het dit verloor as gevolg van 'n tektoniese ramp of 'n reeks rampe wat hierbo genoem is. Daarbenewens, in die afwesigheid van 'n magnetiese veld, "blameer" baie navorsers die te stadige rotasie van Venus en die klein hoeveelheid presessie van die rotasie-as.
Kenmerke van die Venusiese atmosfeer
Venus het 'n uiters digte atmosfeer, wat hoofsaaklik bestaan uit koolstofdioksied met 'n klein mengsel van stikstof, swaeldioksied, argon en 'n paar ander gasse. So 'n atmosfeer dien as 'n bron van 'n onomkeerbare kweekhuiseffek, wat verhoed dat die oppervlak van die planeet op enige manier afkoel. Miskien is die bogenoemde "katastrofiese" tektoniese regime van sy binneland ook verantwoordelik vir die toestand van die atmosfeer van die "oggendster".
Die grootste deel van die gaskoevertVenus is ingesluit in die onderste laag - die troposfeer, wat strek tot hoogtes van ongeveer 50 km. Hierbo is die tropopouse, en bo dit is die mesosfeer. Die boonste grens van die wolke, bestaande uit swaeldioksied en druppels swaelsuur, is op 'n hoogte van 60–70 km geleë.
In die boonste atmosfeer word gas sterk geïoniseer deur sonkrag-ultravioletstraling. Hierdie laag verdroogde plasma word die ionosfeer genoem. Op Venus is dit op hoogtes van 120–250 km geleë.
geïnduseerde magnetosfeer
Dit is die interaksie van die gelaaide deeltjies van die sonwind en die plasma van die boonste atmosfeer wat bepaal of Venus 'n magneetveld het. Die kraglyne van die magneetveld wat deur die sonwind gedra word, buig om die Venusiese ionosfeer en vorm 'n struktuur wat die geïnduseerde (geïnduseerde) magnetosfeer genoem word.
Hierdie struktuur het die volgende elemente:
- 'n Boogskokgolf geleë op 'n hoogte van ongeveer 'n derde van die radius van die planeet. Op die hoogtepunt van sonaktiwiteit is die streek waar die sonwind die geïoniseerde laag van die atmosfeer ontmoet baie nader aan die oppervlak van Venus.
- Magnetiese laag.
- Magnetopouse is eintlik die grens van die magnetosfeer, geleë op 'n hoogte van ongeveer 300 km.
- Die stert van die magnetosfeer, waar die sonwind se uitgerekte magneetveldlyne reguit strek. Die lengte van die magnetosferiese stert van Venus is van een tot etlike tientalle planetêre radiusse.
Die stert word gekenmerk deur 'n spesiale aktiwiteit - die prosesse van magnetiese herverbinding, wat lei tot die versnelling van gelaaide deeltjies. In die poolstreke, as gevolg van heraansluiting, kan magnetiese bundels gevorm word,soortgelyk aan die aarde. Op ons planeet lê die herkoppeling van magneetveldlyne onderliggend aan die verskynsel van auroras.
Dit wil sê, Venus het 'n magnetiese veld wat nie deur interne prosesse in die ingewande van die planeet gevorm word nie, maar deur die invloed van die Son op die atmosfeer. Hierdie veld is baie swak - sy intensiteit is gemiddeld duisend keer swakker as dié van die aarde se geomagnetiese veld, maar dit speel 'n sekere rol in die prosesse wat in die boonste atmosfeer plaasvind.
Die magnetosfeer en die stabiliteit van die gasdop van die planeet
Die magnetosfeer beskerm die planeet se oppervlak teen die impak van energiek gelaaide deeltjies van die sonwind. Daar word geglo dat die teenwoordigheid van 'n voldoende kragtige magnetosfeer die ontstaan en ontwikkeling van lewe op Aarde moontlik gemaak het. Boonop verhoed die magnetiese versperring in 'n mate dat die atmosfeer deur die sonwind weggewaai word.
Ioniserende ultraviolet dring ook die atmosfeer binne, wat nie deur die magnetiese veld vertraag word nie. Aan die een kant, as gevolg hiervan, ontstaan die ionosfeer en word 'n magnetiese skerm gevorm. Maar geïoniseerde atome kan die atmosfeer verlaat deur die magnetiese stert binne te gaan en daar te versnel. Hierdie verskynsel word ioonwegloop genoem. As die snelheid wat deur die ione verkry word die ontsnapsnelheid oorskry, verloor die planeet vinnig sy gasomhulsel. So 'n verskynsel word op Mars waargeneem, wat gekenmerk word deur swak swaartekrag en gevolglik 'n lae ontsnapsnelheid.
Venus, met sy sterker swaartekrag, hou die ione van sy atmosfeer meer effektief vas, soos wat hulle nodig hethaal meer spoed op om die planeet te verlaat. Die geïnduseerde magnetiese veld van die planeet Venus is nie kragtig genoeg om die ione aansienlik te versnel nie. Daarom is die verlies van die atmosfeer hier nie naastenby so beduidend soos op Mars nie, ten spyte van die feit dat die intensiteit van ultravioletstraling baie hoër is as gevolg van die nabyheid aan die Son.
Daarom is die geïnduseerde magnetiese veld van Venus een voorbeeld van die komplekse interaksie van die boonste atmosfeer met verskeie tipes sonstraling. Saam met die gravitasieveld is dit 'n faktor in die stabiliteit van die gasvormige dop van die planeet.
