Venus lijkt in sommige kenmerken erg op de aarde. Deze twee planeten hebben echter ook aanzienlijke verschillen vanwege de eigenaardigheden van de vorming en evolutie van elk van hen, en wetenschappers identificeren steeds meer van dergelijke kenmerken. We zullen hier in meer detail een van de onderscheidende kenmerken bekijken - de speciale aard van het magnetische veld van Venus, maar eerst wenden we ons tot de algemene kenmerken van de planeet en enkele hypothesen die van invloed zijn op de problemen van haar evolutie.
Venus in het zonnestelsel
Venus is de tweede planeet die het dichtst bij de zon staat, een buur van Mercurius en de aarde. Ten opzichte van ons lichtpunt beweegt het in een bijna cirkelvormige baan (de excentriciteit van de baan van Venus is minder dan die van de aarde) op een gemiddelde afstand van 108,2 miljoen km. Opgemerkt moet worden dat de excentriciteit een variabele waarde is, en in het verre verleden zou het anders kunnen zijn vanwege de zwaartekrachtinteracties van de planeet met andere lichamen van het zonnestelsel.
Venus heeft geen natuurlijke satellieten. Er zijn hypothesen volgens welke de planeet ooit een grote satelliet had, die vervolgens werd vernietigd door de werking van getijdenkrachten ofverloren.
Sommige wetenschappers geloven dat Venus een raaklijnbotsing met Mercurius heeft meegemaakt, waardoor Mercurius in een lagere baan werd geslingerd. Venus veranderde de aard van rotatie. Het is bekend dat de planeet extreem langzaam draait (evenals Mercurius trouwens) - met een periode van ongeveer 243 aardse dagen. Bovendien is de richting van zijn rotatie tegengesteld aan die van andere planeten. Men kan zeggen dat het roteert, alsof het ondersteboven draait.
Belangrijkste fysieke kenmerken van Venus
Samen met Mars, Aarde en Mercurius behoort Venus tot de terrestrische planeten, dat wil zeggen, het is een relatief klein rotsachtig lichaam met een overwegend silicaatsamenstelling. Het is vergelijkbaar met de aarde in grootte (diameter 94,9% van de aarde) en massa (81,5% van de aarde). De ontsnappingssnelheid op het oppervlak van de planeet is 10,36 km/s (op aarde ongeveer 11,19 km/s).
Van alle terrestrische planeten heeft Venus de meest dichte atmosfeer. De druk op het oppervlak is meer dan 90 atmosfeer, de gemiddelde temperatuur is ongeveer 470 °C.
Op de vraag of Venus een magnetisch veld heeft, is het volgende antwoord: de planeet heeft praktisch geen eigen veld, maar door de interactie van de zonnewind met de atmosfeer een "vals", geïnduceerd veld ontstaat.
Een beetje over de geologie van Venus
Het overgrote deel van het aardoppervlak wordt gevormd door producten van bas altvulkanisme en is een combinatie van lavavelden, stratovulkanen, schildvulkanen en andere vulkanische structuren. Er zijn maar weinig inslagkraters gevonden, enop basis van het tellen van hun aantal werd geconcludeerd dat het oppervlak van Venus niet ouder kan zijn dan een half miljard jaar. Er zijn geen tekenen van platentektoniek op de planeet.
Op aarde is platentektoniek, samen met mantelconvectieprocessen, het belangrijkste mechanisme voor warmteoverdracht, maar hiervoor is voldoende water nodig. Men moet denken dat op Venus, door gebrek aan water, de platentektoniek ofwel in een vroeg stadium stopte, ofwel helemaal niet plaatsvond. De planeet zou dus alleen van overtollige interne warmte af kunnen komen door de wereldwijde toevoer van oververhitte mantelmaterie naar de oppervlakte, mogelijk met de volledige vernietiging van de korst.
Zo'n gebeurtenis had ongeveer 500 miljoen jaar geleden kunnen plaatsvinden. Het is mogelijk dat het niet de enige was in de geschiedenis van Venus.
De kern en het magnetische veld van Venus
Op aarde wordt het wereldwijde geomagnetische veld gegenereerd door het dynamo-effect dat wordt gecreëerd door de speciale structuur van de kern. De buitenste laag van de kern is gesmolten en wordt gekenmerkt door de aanwezigheid van convectieve stromen, die samen met de snelle rotatie van de aarde een vrij krachtig magnetisch veld creëren. Bovendien draagt convectie bij aan actieve warmteoverdracht vanuit de binnenste vaste kern, die veel zware, waaronder radioactieve elementen bevat, de belangrijkste bron van verwarming.
Blijkbaar werkt dit mechanisme op de buur van onze planeet niet vanwege het gebrek aan convectie in de vloeibare buitenkern - dit is de reden waarom Venus geen magnetisch veld heeft.
Waarom zijn Venus en de aarde zo verschillend?
De redenen voor het ernstige structurele verschil tussen twee planeten die qua fysieke kenmerken vergelijkbaar zijn, zijn nog niet helemaal duidelijk. Volgens een recent geconstrueerd model wordt de interne structuur van rotsachtige planeten in lagen gevormd naarmate de massa toeneemt, en de starre gelaagdheid van de kern voorkomt convectie. Op aarde werd de meerlagige kern vermoedelijk vernietigd aan het begin van zijn geschiedenis als gevolg van een botsing met een vrij groot object - Theia. Bovendien wordt de opkomst van de maan beschouwd als het resultaat van deze botsing. Het getij-effect van een grote satelliet op de aardmantel en kern kan ook een belangrijke rol spelen bij convectieve processen.
Een andere hypothese suggereert dat Venus oorspronkelijk een magnetisch veld had, maar de planeet verloor dit door een tektonische catastrofe of een reeks van bovengenoemde catastrofes. Bovendien, bij afwezigheid van een magnetisch veld, "beschuldigen" veel onderzoekers de te langzame rotatie van Venus en de kleine hoeveelheid precessie van de rotatie-as.
Kenmerken van de atmosfeer van Venus
Venus heeft een extreem dichte atmosfeer, voornamelijk bestaande uit koolstofdioxide met een kleine toevoeging van stikstof, zwaveldioxide, argon en enkele andere gassen. Zo'n atmosfeer dient als een bron van een onomkeerbaar broeikaseffect, waardoor het oppervlak van de planeet op geen enkele manier afkoelt. Misschien is het hierboven beschreven "catastrofale" tektonische regime van zijn binnenste ook verantwoordelijk voor de toestand van de atmosfeer van de "morgenster".
Het grootste deel van de gasomhullingVenus is ingesloten in de onderste laag - de troposfeer, die zich uitstrekt tot een hoogte van ongeveer 50 km. Boven is de tropopauze, en daarboven is de mesosfeer. De bovengrens van de wolken, bestaande uit zwaveldioxide en druppels zwavelzuur, bevindt zich op een hoogte van 60-70 km.
In de bovenste atmosfeer wordt gas sterk geïoniseerd door ultraviolette straling van de zon. Deze laag van ijl plasma wordt de ionosfeer genoemd. Op Venus bevindt het zich op een hoogte van 120-250 km.
Geïnduceerde magnetosfeer
Het is de interactie van de geladen deeltjes van de zonnewind en het plasma van de bovenste atmosfeer die bepa alt of Venus een magnetisch veld heeft. De krachtlijnen van het magnetische veld gedragen door de zonnewind buigen rond de ionosfeer van Venus en vormen een structuur die de geïnduceerde (geïnduceerde) magnetosfeer wordt genoemd.
Deze structuur heeft de volgende elementen:
- Een boegschokgolf op een hoogte van ongeveer een derde van de straal van de planeet. Op het hoogtepunt van de zonneactiviteit ligt het gebied waar de zonnewind de geïoniseerde laag van de atmosfeer ontmoet veel dichter bij het oppervlak van Venus.
- Magnetische laag.
- Magnetopauze is eigenlijk de grens van de magnetosfeer, gelegen op een hoogte van ongeveer 300 km.
- De staart van de magnetosfeer, waar de uitgerekte magnetische veldlijnen van de zonnewind rechttrekken. De lengte van de magnetosferische staart van Venus is één tot enkele tientallen planetaire stralen.
De staart wordt gekenmerkt door een speciale activiteit - de processen van magnetische herverbinding, die leiden tot de versnelling van geladen deeltjes. In de poolgebieden kunnen door heraansluiting magnetische bundels worden gevormd,vergelijkbaar met aarde. Op onze planeet ligt het opnieuw verbinden van magnetische veldlijnen ten grondslag aan het fenomeen van aurora's.
Dat wil zeggen, Venus heeft een magnetisch veld dat niet wordt gevormd door interne processen in de ingewanden van de planeet, maar door de invloed van de zon op de atmosfeer. Dit veld is erg zwak - de intensiteit is gemiddeld duizend keer zwakker dan die van het aardmagnetisch veld, maar het speelt een bepaalde rol in de processen die plaatsvinden in de bovenste atmosfeer.
De magnetosfeer en de stabiliteit van de gasschil van de planeet
De magnetosfeer beschermt het oppervlak van de planeet tegen de impact van energetisch geladen deeltjes van de zonnewind. Er wordt aangenomen dat de aanwezigheid van een voldoende krachtige magnetosfeer de opkomst en ontwikkeling van leven op aarde mogelijk heeft gemaakt. Bovendien voorkomt de magnetische barrière tot op zekere hoogte dat de atmosfeer door de zonnewind wordt weggeblazen.
Ioniserend ultraviolet dringt ook door in de atmosfeer, wat niet wordt vertraagd door het magnetische veld. Enerzijds ontstaat hierdoor de ionosfeer en wordt een magnetisch scherm gevormd. Maar geïoniseerde atomen kunnen de atmosfeer verlaten door de magnetische staart binnen te gaan en daar te versnellen. Dit fenomeen wordt ion runaway genoemd. Als de door de ionen verkregen snelheid de ontsnappingssnelheid overschrijdt, verliest de planeet snel zijn gasomhulsel. Een dergelijk fenomeen wordt waargenomen op Mars, dat wordt gekenmerkt door een zwakke zwaartekracht en bijgevolg een lage ontsnappingssnelheid.
Venus, met zijn sterkere zwaartekracht, houdt de ionen van zijn atmosfeer effectiever vast, zoals ze nodig hebbenmeer snelheid oppikken om de planeet te verlaten. Het geïnduceerde magnetische veld van de planeet Venus is niet krachtig genoeg om de ionen significant te versnellen. Daarom is het verlies van de atmosfeer hier lang niet zo significant als op Mars, ondanks het feit dat de intensiteit van de ultraviolette straling veel hoger is vanwege de nabijheid van de zon.
Het geïnduceerde magnetische veld van Venus is dus een voorbeeld van de complexe interactie van de bovenste atmosfeer met verschillende soorten zonnestraling. Samen met het zwaartekrachtveld is het een factor in de stabiliteit van de gasvormige schil van de planeet.
