Venus er veldig lik jorden i noen egenskaper. Imidlertid har disse to planetene også betydelige forskjeller på grunn av særegenhetene ved dannelsen og utviklingen av hver av dem, og forskere identifiserer flere og flere slike funksjoner. Vi vil her vurdere mer detaljert et av de kjennetegnene - den spesielle naturen til magnetfeltet til Venus, men først går vi til de generelle egenskapene til planeten og noen hypoteser som påvirker spørsmålene om dens utvikling.
Venus i solsystemet
Venus er den nest nærmeste planeten til Solen, en nabo til Merkur og Jorden. I forhold til lyskilden vår beveger den seg i en nesten sirkulær bane (eksentrisiteten til den venusiske banen er mindre enn jordens) i en gjennomsnittlig avstand på 108,2 millioner km. Det bør bemerkes at eksentrisiteten er en variabel verdi, og i en fjern fortid kan den være annerledes på grunn av gravitasjonsinteraksjonene mellom planeten og andre kropper i solsystemet.
Venus har ingen naturlige satellitter. Det er hypoteser om at planeten en gang hadde en stor satellitt, som senere ble ødelagt av virkningen av tidevannskrefter ellertapt.
Noen forskere mener at Venus opplevde en tangentkollisjon med Merkur, noe som førte til at sistnevnte ble kastet inn i en lavere bane. Venus endret rotasjonens natur. Det er kjent at planeten roterer ekstremt sakte (det samme gjør Merkur, forresten) - med en periode på rundt 243 jorddager. I tillegg er rotasjonsretningen motsatt til andre planeter. Det kan sies at den roterer, som om den snur seg opp ned.
De fysiske hovedtrekkene til Venus
Sammen med Mars, Jorden og Merkur tilhører Venus de terrestriske planetene, det vil si at det er en relativt liten steinete kropp med overveiende silikatsammensetning. Den ligner på jorden i størrelse (diameter 94,9 % av jorden) og masse (81,5 % av jorden). Rømningshastigheten på planetens overflate er 10,36 km/s (på jorden er den omtrent 11,19 km/s).
Av alle jordiske planeter har Venus den tetteste atmosfæren. Trykket på overflaten overstiger 90 atmosfærer, gjennomsnittstemperaturen er ca. 470 °C.
På spørsmålet om Venus har et magnetfelt, er det følgende svar: planeten har praktisk t alt ikke noe eget felt, men på grunn av solvindens samspill med atmosfæren, et "falsk", indusert felt oppstår.
Litt om geologien til Venus
Det store flertallet av planetens overflate er dannet av produkter fra bas altisk vulkanisme og er en kombinasjon av lavafelt, stratovulkaner, skjoldvulkaner og andre vulkanske strukturer. Det er funnet få nedslagskratre, ogpå grunnlag av å telle antallet deres, ble det konkludert med at overflaten til Venus ikke kan være eldre enn en halv milliard år. Det er ingen tegn til platetektonikk på planeten.
På jorden er platetektonikk, sammen med mantelkonveksjonsprosesser, hovedmekanismen for varmeoverføring, men dette krever tilstrekkelig mengde vann. Man må tenke at på Venus, på grunn av vannmangel, stoppet platetektonikken enten på et tidlig stadium, eller fant ikke sted i det hele tatt. Så planeten kunne kvitte seg med overflødig indre varme bare gjennom den globale tilførselen av overopphetet mantelmateriale til overflaten, muligens med fullstendig ødeleggelse av skorpen.
Akkurat en slik begivenhet kunne ha funnet sted for rundt 500 millioner år siden. Det er mulig at det ikke var den eneste i Venus' historie.
Kjernen og magnetfeltet til Venus
På jorden genereres det globale geomagnetiske feltet på grunn av dynamoeffekten skapt av den spesielle strukturen til kjernen. Det ytre laget av kjernen er smeltet og er preget av tilstedeværelsen av konvektive strømmer, som sammen med jordens raske rotasjon skaper et ganske kraftig magnetfelt. I tillegg bidrar konveksjon til aktiv varmeoverføring fra den indre faste kjernen, som inneholder mange tunge, inkludert radioaktive grunnstoffer, hovedkilden til oppvarming.
Tilsynelatende, på vår planets nabo, fungerer ikke all denne mekanismen på grunn av mangel på konveksjon i den flytende ytre kjernen - dette er grunnen til at Venus ikke har noe magnetfelt.
Hvorfor er Venus og Jorden så forskjellige?
Årsakene til den alvorlige strukturelle forskjellen mellom to planeter som er like i fysiske egenskaper er ennå ikke helt klare. I følge en nylig konstruert modell dannes den indre strukturen til steinplaneter i lag etter hvert som massen øker, og den stive lagdelingen av kjernen forhindrer konveksjon. På jorden ble antagelig den flerlagede kjernen ødelagt ved begynnelsen av sin historie som et resultat av en kollisjon med en ganske stor gjenstand - Theia. I tillegg regnes månens fremvekst som et resultat av denne kollisjonen. Tidevannseffekten av en stor satellitt på jordens mantel og kjerne kan også spille en betydelig rolle i konveksjonsprosesser.
En annen hypotese antyder at Venus opprinnelig hadde et magnetfelt, men planeten mistet det på grunn av en tektonisk katastrofe eller en rekke katastrofer nevnt ovenfor. I tillegg, i fravær av et magnetfelt, "klandrer" mange forskere den for langsomme rotasjonen til Venus og den lille presesjonen til rotasjonsaksen.
Features of the Venusian-atmosfære
Venus har en ekstremt tett atmosfære, hovedsakelig bestående av karbondioksid med en liten blanding av nitrogen, svoveldioksid, argon og noen andre gasser. En slik atmosfære tjener som en kilde til en irreversibel drivhuseffekt, og forhindrer at planetens overflate avkjøles på noen måte. Kanskje det ovenfor beskrevne "katastrofale" tektoniske regimet i dets indre også er ansvarlig for tilstanden til atmosfæren til "morgenstjernen".
Den største delen av gasskonvoluttenVenus er innelukket i det nedre laget - troposfæren, og strekker seg til høyder på omtrent 50 km. Over er tropopausen, og over den er mesosfæren. Den øvre grensen til skyene, bestående av svoveldioksid og dråper av svovelsyre, ligger i en høyde av 60–70 km.
I den øvre atmosfæren ioniseres gass sterkt av ultrafiolett solstråling. Dette laget av sjeldne plasma kalles ionosfæren. På Venus ligger den i høyder på 120–250 km.
Indusert magnetosfære
Det er samspillet mellom de ladede partiklene i solvinden og plasmaet i den øvre atmosfæren som avgjør om Venus har et magnetfelt. Kraftlinjene til magnetfeltet som bæres av solvinden, bøyer seg rundt den venusiske ionosfæren og danner en struktur som kalles den induserte (induserte) magnetosfæren.
Denne strukturen har følgende elementer:
- En bue sjokkbølge plassert i en høyde på omtrent en tredjedel av planetens radius. På toppen av solaktiviteten er området der solvinden møter det ioniserte laget av atmosfæren mye nærmere overflaten til Venus.
- Magnetisk lag.
- Magnetopause er faktisk grensen til magnetosfæren, som ligger i en høyde av ca. 300 km.
- Magnetosfærens hale, der solvindens utstrakte magnetfeltlinjer retter seg ut. Lengden på den magnetosfæriske halen til Venus er fra én til flere titalls planetariske radier.
Halen er preget av en spesiell aktivitet - prosessene med magnetisk gjenkobling, som fører til akselerasjon av ladede partikler. I de polare områdene, som et resultat av gjentilkobling, kan magnetiske bunter dannes,lik jorden. På planeten vår ligger gjenkoblingen av magnetfeltlinjer til grunn for fenomenet nordlys.
Det vil si at Venus har et magnetfelt som ikke dannes av indre prosesser i planetens tarm, men av solens påvirkning på atmosfæren. Dette feltet er veldig svakt - intensiteten er i gjennomsnitt tusen ganger svakere enn jordas geomagnetiske felt, men det spiller en viss rolle i prosessene som skjer i den øvre atmosfæren.
Magnetosfæren og stabiliteten til planetens gassskal
Magnetosfæren skjermer planetens overflate mot innvirkningen av energiladede partikler fra solvinden. Det antas at tilstedeværelsen av en tilstrekkelig kraftig magnetosfære muliggjorde fremveksten og utviklingen av liv på jorden. I tillegg hindrer den magnetiske barrieren til en viss grad at atmosfæren blir blåst bort av solvinden.
Ioniserende ultrafiolett trenger også inn i atmosfæren, som ikke forsinkes av magnetfeltet. På den ene siden, på grunn av dette, oppstår ionosfæren og en magnetisk skjerm dannes. Men ioniserte atomer kan forlate atmosfæren ved å gå inn i den magnetiske halen og akselerere der. Dette fenomenet kalles ion runaway. Hvis hastigheten oppnådd av ionene overstiger rømningshastigheten, mister planeten raskt gasskonvolutten. Et slikt fenomen observeres på Mars, som er preget av svak gravitasjon og følgelig lav rømningshastighet.
Venus, med sin sterkere tyngdekraft, holder ionene i atmosfæren mer effektivt, ettersom de trengerfå mer fart for å forlate planeten. Det induserte magnetfeltet til planeten Venus er ikke kraftig nok til å akselerere ionene betydelig. Derfor er tapet av atmosfæren her ikke på langt nær så betydelig som på Mars, til tross for at intensiteten av ultrafiolett stråling er mye høyere på grunn av nærheten til solen.
Dermed er det induserte magnetfeltet til Venus ett eksempel på det komplekse samspillet mellom den øvre atmosfæren og ulike typer solstråling. Sammen med gravitasjonsfeltet er det en faktor for stabiliteten til planetens gassformige skall.
