Venus är väldigt lik jorden i vissa egenskaper. Men dessa två planeter har också betydande skillnader på grund av särdragen i bildandet och utvecklingen av var och en av dem, och forskare identifierar fler och fler sådana egenskaper. Vi kommer här att överväga mer i detalj ett av de utmärkande särdragen - den speciella karaktären hos Venus magnetfält, men först vänder vi oss till planetens allmänna egenskaper och några hypoteser som påverkar frågorna om dess evolution.
Venus i solsystemet
Venus är den näst närmaste planeten till solen, en granne till Merkurius och jorden. I förhållande till vår ljuskälla rör den sig i en nästan cirkulär bana (excentriciteten för den venusiska omloppsbanan är mindre än jordens) på ett genomsnittligt avstånd av 108,2 miljoner km. Det bör noteras att excentriciteten är ett variabelt värde, och i ett avlägset förflutet kan det vara annorlunda på grund av planetens gravitationella interaktioner med andra kroppar i solsystemet.
Venus har inga naturliga satelliter. Det finns hypoteser enligt vilka planeten en gång hade en stor satellit, som sedan förstördes genom inverkan av tidvattenkrafter ellerförlorat.
Vissa forskare tror att Venus upplevde en tangentkollision med Merkurius, vilket gjorde att den senare kastades in i en lägre omloppsbana. Venus förändrade rotationens natur. Det är känt att planeten roterar extremt långsamt (liksom Merkurius, förresten) - med en period på cirka 243 jorddagar. Dessutom är dess rotationsriktning motsatt till andra planeters. Man kan säga att den roterar, som om den vänds upp och ner.
Venus huvudsakliga fysiska egenskaper
Tillsammans med Mars, Jorden och Merkurius tillhör Venus de jordiska planeterna, det vill säga det är en relativt liten stenig kropp med övervägande silikatsammansättning. Den liknar jorden i storlek (diameter 94,9% av jorden) och massa (81,5% av jorden). Flykthastigheten på planetens yta är 10,36 km/s (på jorden är den cirka 11,19 km/s).
Av alla jordiska planeter har Venus den tätaste atmosfären. Trycket på ytan överstiger 90 atmosfärer, medeltemperaturen är cirka 470 °C.
På frågan om Venus har ett magnetfält finns följande svar: planeten har praktiskt taget inget eget fält, men på grund av solvindens interaktion med atmosfären, ett "falskt", inducerat fält uppstår.
Lite om Venus geologi
Den stora majoriteten av planetens yta bildas av produkter från bas altisk vulkanism och är en kombination av lavafält, stratovulkaner, sköldvulkaner och andra vulkaniska strukturer. Få nedslagskratrar har hittats, ochpå grundval av att räkna deras antal drogs slutsatsen att Venus yta inte kan vara äldre än en halv miljard år. Det finns inga tecken på plattektonik på planeten.
På jorden är plattektonik, tillsammans med mantelkonvektionsprocesser, huvudmekanismen för värmeöverföring, men detta kräver en tillräcklig mängd vatten. Man måste tro att på Venus, på grund av vattenbrist, upphörde plattektoniken antingen i ett tidigt skede, eller inte ägde rum alls. Så planeten kunde bli av med överskottsvärme endast genom den globala tillförseln av överhettad mantelmaterial till ytan, möjligen med fullständig förstörelse av jordskorpan.
Just en sådan händelse kunde ha ägt rum för cirka 500 miljoner år sedan. Det är möjligt att det inte var den enda i Venus historia.
Venus kärna och magnetfält
På jorden genereras det globala geomagnetiska fältet på grund av dynamoeffekten som skapas av kärnans speciella struktur. Det yttre lagret av kärnan smälts och kännetecknas av närvaron av konvektiva strömmar, som tillsammans med jordens snabba rotation skapar ett ganska kraftfullt magnetfält. Dessutom bidrar konvektion till aktiv värmeöverföring från den inre fasta kärnan, som innehåller många tunga, inklusive radioaktiva ämnen, den huvudsakliga uppvärmningskällan.
Tydligen, på vår planets granne, fungerar inte all denna mekanism på grund av bristen på konvektion i den flytande yttre kärnan - det är därför Venus inte har något magnetfält.
Varför är Venus och jorden så olika?
Orsakerna till den allvarliga strukturella skillnaden mellan två planeter som liknar fysiska egenskaper är ännu inte helt klarlagda. Enligt en nyligen konstruerad modell bildas den inre strukturen hos steniga planeter i lager när massan ökar, och den stela skiktningen av kärnan förhindrar konvektion. På jorden förstördes förmodligen den flerskiktiga kärnan i början av sin historia som ett resultat av en kollision med ett ganska stort föremål - Theia. Dessutom anses månens uppkomst vara resultatet av denna kollision. Tidvatteneffekten av en stor satellit på jordens mantel och kärna kan också spela en betydande roll i konvektiva processer.
En annan hypotes tyder på att Venus ursprungligen hade ett magnetfält, men planeten förlorade det på grund av en tektonisk katastrof eller en serie katastrofer som nämns ovan. Dessutom, i avsaknad av ett magnetiskt fält, "skyller" många forskare på den för långsamma rotationen av Venus och den lilla precession av rotationsaxeln.
Funktioner i den venusiska atmosfären
Venus har en extremt tät atmosfär, huvudsakligen bestående av koldioxid med en liten inblandning av kväve, svaveldioxid, argon och några andra gaser. En sådan atmosfär tjänar som en källa till en oåterkallelig växthuseffekt, vilket förhindrar att planetens yta svalnar på något sätt. Kanske är den ovan beskrivna "katastrofala" tektoniska regimen i dess inre också ansvarig för tillståndet i atmosfären hos "morgonstjärnan".
Den största delen av gashöljetVenus är innesluten i det nedre lagret - troposfären, som sträcker sig till cirka 50 km höjder. Ovan är tropopausen, och ovanför den är mesosfären. Den övre gränsen för molnen, som består av svaveldioxid och droppar svavelsyra, ligger på en höjd av 60–70 km.
I den övre atmosfären joniseras gas starkt av solens ultravioletta strålning. Detta lager av förtärt plasma kallas jonosfären. På Venus ligger den på höjder av 120–250 km.
Inducerad magnetosfär
Det är interaktionen mellan solvindens laddade partiklar och plasman i den övre atmosfären som avgör om Venus har ett magnetfält. Magnetfältets kraftlinjer som bärs av solvinden böjer sig runt den venusiska jonosfären och bildar en struktur som kallas den inducerade (inducerade) magnetosfären.
Denna struktur har följande element:
- En bågchockvåg placerad på en höjd av ungefär en tredjedel av planetens radie. När solaktiviteten är som störst är området där solvinden möter det joniserade skiktet av atmosfären mycket närmare Venus yta.
- Magnetiskt lager.
- Magnetopaus är faktiskt gränsen för magnetosfären, som ligger på en höjd av cirka 300 km.
- Svansen på magnetosfären, där solvindens sträckta magnetfältslinjer rätas ut. Längden på Venus magnetosfäriska svans är från en till flera tiotals planetradier.
Svansen kännetecknas av en speciell aktivitet - processerna för magnetisk återkoppling, vilket leder till accelerationen av laddade partiklar. I de polära områdena, som ett resultat av återkoppling, kan magnetiska buntar bildas,liknar jorden. På vår planet ligger återkopplingen av magnetfältslinjer till grund för fenomenet norrsken.
Det vill säga, Venus har ett magnetfält som inte bildas av interna processer i planetens tarm, utan av solens inverkan på atmosfären. Detta fält är mycket svagt - dess intensitet är i genomsnitt tusen gånger svagare än jordens geomagnetiska fält, men det spelar en viss roll i de processer som sker i den övre atmosfären.
Magnetosfären och stabiliteten hos planetens gasskal
Magnetosfären skyddar planetens yta från påverkan av energiladdade partiklar från solvinden. Man tror att närvaron av en tillräckligt kraftfull magnetosfär möjliggjorde uppkomsten och utvecklingen av liv på jorden. Dessutom förhindrar den magnetiska barriären i viss mån atmosfären från att blåsas bort av solvinden.
Joniserande ultraviolett tränger också in i atmosfären, som inte fördröjs av magnetfältet. Å ena sidan, på grund av detta, uppstår jonosfären och en magnetisk skärm bildas. Men joniserade atomer kan lämna atmosfären genom att gå in i den magnetiska svansen och accelerera där. Detta fenomen kallas ion runaway. Om jonernas hastighet överstiger flykthastigheten förlorar planeten snabbt sitt gashölje. Ett sådant fenomen observeras på Mars, som kännetecknas av svag gravitation och följaktligen en låg utrymningshastighet.
Venus, med sin starkare tyngdkraft, håller kvar joner i sin atmosfär mer effektivt när de behöverta upp mer fart för att lämna planeten. Det inducerade magnetfältet på planeten Venus är inte tillräckligt kraftfullt för att avsevärt accelerera jonerna. Därför är förlusten av atmosfären här inte i närheten av så betydande som på Mars, trots att intensiteten av ultraviolett strålning är mycket högre på grund av närheten till solen.
Venus inducerade magnetfält är alltså ett exempel på den komplexa interaktionen mellan den övre atmosfären och olika typer av solstrålning. Tillsammans med gravitationsfältet är det en faktor för stabiliteten hos planetens gasformiga skal.
