Atmosfera lui Venus

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Venus
Venus globe.jpg
Această casetă: v. D. · M.

1leftarrow blue.svg Intrare principală: Venus (astronomie) .

Compoziția atmosferică
Dioxid de carbon 96,4%
Azot 3,5%
Vapor de apă 0,01%
Oxigen <20 ppm

Atmosfera lui Venus este incredibil de densă și împiedică orice observare directă a suprafeței planetei ; sistemele de nori masivi, vizibile doar în ultraviolete, traversează cerul venusian cu viteză mare pentru a finaliza o rotație longitudinală completă în doar 4 zile. În atmosfera superioară, masele de gaze ajung cu ușurință la i 350 km / h , în timp ce în apropierea solului vânturile nu suflă mai mult de 4–5 km / h datorită presiunii atmosferice foarte mari.
Atmosfera venusiană este traversată de descărcări electrice ocazionale de putere considerabilă.

Prezența unei atmosfere dense și a vânturilor deosebit de puternice înseamnă că temperatura solului este în jur 710–740 K ( 437–467 ° C ) peste tot pe planetă, chiar și în emisfera nocturnă. Aceste valori ale temperaturii sunt chiar mai mari decât cele înregistrate pe Mercur , care este, de asemenea, jumătate din dimensiunea lui Venus față de Soare.

Presiunea atmosferică de pe sol atinge 92 de atmosfere ( 93 219 hPa ), ceea ce face dificilă explorarea planetei de către sondele automate. Sondele sovietice Venera , care au aterizat cu succes acolo, au fost structurate ca submersibile , dar au rezistat condițiilor meteorologice ostile doar câteva ore.

Meteorologie

Structurile norilor din atmosfera lui Venus au fost realizate în ultraviolete de către sonda Mariner 10 în 1974

Venus este o lume cu o situație climatică extremă și invariantă. Inerția termică și deplasarea căldurii de către vânturi în partea inferioară a atmosferei înseamnă că temperatura suprafeței lui Venus nu se schimbă semnificativ între zi și noapte, în ciuda rotației extrem de lungi a planetei: de aici și suprafața lui Venus este izotermă , adică menține o temperatură constantă între zi și noapte și între ecuator și poli. [1] [2] Înclinarea axială a planetei este de 177,36 ° ceea ce determină rotația aparentă inversă a planetei. Cu toate acestea, unghiul este foarte apropiat de 180 ° și contribuie la modificările sezoniere care nu sunt foarte evidente. [3]

Singura variație apreciabilă a temperaturii este cu altitudinea : cel mai rece punct de pe suprafața lui Venus este în punctul său cel mai înalt, adică pe Maxwell Montes , cu o temperatură de 380 ° C, unde presiunea este egală cu 45 bari [4] [5] . În 1990 , sonda Magellanic, realizând imagini radar , a detectat o substanță foarte reflectorizantă care se afla pe vârful celor mai înalte vârfuri de munte asemănătoare ca aspect cu zăpada găsită pe munții Pământului. Această substanță s-ar putea forma într-un proces similar cu cel care provoacă zăpadă pe Pământ, deși temperatura sa este mult mai mare. Fiind prea volatil pentru a se condensa la suprafață, se ridică sub formă gazoasă către vârfuri mai înalte și mai reci pe care apoi cade sub formă de precipitații. Natura acestei substanțe nu este cunoscută cu certitudine, dar unele speculații sugerează că ne putem ocupa de telur elementar sau chiar sulfură de bismut și sulfură de plumb ( galena ). [6] [7]

Telurul este un metal rar pe Pământ , dar poate fi abundent pe Venus. Potrivit unor oameni de știință, telurul ar putea lua forma unui fel de zăpadă metalică pe vârfurile muntelui Venus, unde temperatura este mai scăzută decât în ​​alte zone ale suprafeței. [8]

Vânturile de la suprafață sunt lente, cu o viteză de câțiva kilometri pe oră , dar datorită densității mari a atmosferei exercită o forță considerabilă împotriva obstacolelor și sunt capabili să deplaseze praf și pietre la suprafață. Numai acest lucru ar fi suficient pentru a reprezenta un obstacol în calea mișcării unui om la suprafață, chiar dacă căldura și presiunea nu ar fi fost deja o problemă. [9] Pe de altă parte, în stratul superior al norilor, vânturile suflă până la 300 km / h și lovesc întreaga planetă cu o perioadă de 4-5 zile. [10] Aceste vânturi se mișcă cu viteze de până la 60 de ori mai mari decât viteza de rotație a planetei, în timp ce pe pământ cele mai puternice vânturi suflă la doar 10% sau 20% din viteza de rotație a pământului. [11]

Efectul de seră creat de nori în atmosfera inferioară a lui Venus și reflexia soarelui de la norii sulfuroși la mare altitudine

Deasupra stratului dens de CO 2 există nori groși constând în principal din dioxid de sulf și picături de acid sulfuric . [12] [13] Acești nori reflectă aproximativ 60% din lumina soarelui în spațiu și împiedică observarea directă a suprafeței Venus în spectrul vizibil . Datorită stratului de nori, deși Venus este mai aproape de Soare decât Pământul , suprafața Venusiană nu este la fel de încălzită sau iluminată de acesta. La prânz, strălucirea suprafeței corespunde aproximativ cu cea observată pe Pământ într-o zi foarte înnorată. [14] Norii acoperă întreaga planetă și, prin urmare, seamănă mai mult cu o pătură groasă de ceață decât norii terestri. Din acest motiv, un observator ipotetic care era la suprafață nu ar putea niciodată să vadă Soarele direct, ci ar putea doar să întrevadă strălucirea acestuia. În absența efectului de seră cauzat de dioxidul de carbon în atmosferă, temperatura de pe suprafața lui Venus ar fi destul de similară cu cea a Pământului (excluzând efectele datorate presiunii). [N 1]

În plus față de efectul de seră, contribuția furnizată de presiunea atmosferică în sine devine fundamentală. Odată cu compresia, gazul suferă o „treabă” efectuată de gravitație și mediul extern, de legile care reglementează termodinamica gazelor, temperatura urmează aproximativ ecuațiile stării gazelor ideale: porțiunea atmosferei supuse presiunilor mai mari are temperaturi mai ridicate fără schimb de căldură și urmând un „gradient adiabatic” ca pe pământ. [15]

Din datele înregistrate de sondele Magellan și Venus Express, la o altitudine de 50 km găsim o presiune asemănătoare cu cea a pământului și o temperatură de 66 de grade Celsius în loc de 15 (temperatura medie de pe suprafața pământului). În acest caz, diferența poate fi atribuită tuturor factorilor care contribuie la echilibrul energetic al planetei, cum ar fi efectul de seră sau apropierea mai mare de soare. Descrescând în altitudine, temperatura crește cu aproximativ 10 K pentru fiecare kilometru de adâncime atât pentru presiune, cât și pentru efectele de mai sus, dacă pământul ar avea o presiune de suprafață atât de ridicată ar fi, de asemenea, extrem de caldă. [16] [17] (alin. 12)

Norii lui Venus sunt supuși descărcărilor electrice frecvente ( fulgere ) și compoziția lor favorizează formarea lor mai frecvent decât pe Pământ. [18] Existența trăsnetelor a fost controversată încă de când sondele sovietice Venera au observat descărcări electrice în atmosfera inferioară care au avut loc la intervale care păreau de zeci sau sute de ori mai frecvente decât fulgerele de pe Pământ. Oamenii de știință sovietici au numit acest fenomen „balaurul electric al lui Venus” [14] . Mai târziu, în 2006 și 2007, nava spațială Venus Express a observat clar o undă electromagnetică de electroni, demonstrând că fulgerul tocmai s-a descărcat. Aspectul său intermitent a indicat o urmă asociată cu activitatea climatică. Rata fulgerului este, conform celor mai conservatoare estimări, cel puțin jumătate din cea de pe Pământ. [18]

Compoziția atmosferică

Atmosfera ultravioletă a lui Venus, preluată de sonda automată Pioneer Venus Orbiter la 26 februarie 1979 .
Depozitele de materiale cauzate de prezența unei clădiri vulcanice mai mari decât zona înconjurătoare, care frânează vânturile predominante.

De departe, gazul predominant în atmosferă este dioxidul de carbon (aproximativ 96-97%); apoi există o cantitate echitabilă de azot și urme de acizi (în special sulfurici ) la o altitudine cuprinsă între 48 km și 58 km. Prezența unei cantități similare de dioxid de carbon induce un efect de seră înspăimântător: căldura solară stocată de Venus, deși mai mică decât cea primită de Pământ datorită puterii reflexive ridicate a norilor venusieni, nu mai este capabilă să depășească atmosfera groasă. și rămâne prins pe planetă, crescându-i temperatura.

Atmosfera citeriană [19] are, de asemenea, cantități mici de sulf și dioxid de sulf , emise probabil de vulcanii planetei; aceste gaze, reacționând cu vaporii de apă puțini (descoperiți de John D. Strong ) prezenți, dau naștere acidului sulfuric. Deși sunt ploi de acid sulfuric în straturile intermediare ale atmosferei, acestea nu ajung la suprafață, vaporizate de temperaturile ridicate.

Stratigrafie atmosferică

Sondele aterizate pe planetă au identificat prezența a trei straturi distincte de nori: un strat superior, compus din mici picături circulare de acid sulfuric , la o altitudine de 60-70 km ; un strat intermediar, format din picături mai mari și mai puține, plasat a 52-59 km de altitudine; și în cele din urmă un strat inferior mai dens format din cele mai mari particule, care coboară până la 48 km de altitudine. Sub acest nivel, temperatura este atât de mare încât să vaporizeze picăturile, generând o ceață care se extinde până la 31 km . În cele din urmă, partea inferioară a atmosferei este relativ clară.

Formarea norilor

Spre deosebire de norii terestri, care provin din răcirea aerului ascendent și condensarea consecventă a vaporilor de apă, cei venusieni sunt produsul reacțiilor chimice care au loc între dioxidul de sulf și apă , declanșate de lumina soarelui (în atmosfera superioară) sau de căldură ( mai jos).

Circulația vânturilor

Având în vedere presiunea atmosferică foarte mare, vânturile sunt practic absente la sol; viteza lor crește odată cu altitudinea, până la maximum aproximativ 360 km / h în medie în vârful norilor, deasupra stratului superior al atmosferei. Prin urmare, întregul strat înnorat cibernetic finalizează o rotație completă în jurul planetei în doar 4 zile (prin comparație, perioada de rotație a lui Venus este de 243 de zile).

Notă

Note la text
  1. ^ Pământul și Venus, dacă ar fi corpuri sferice fără atmosferă, ar avea o temperatură medie de echilibru de 255 și respectiv 252 K (la suprafața lor). Prezența unei atmosfere reduce, prin efectul de seră care o poate afecta, căldura pierdută în spațiu. În acest fel, planeta poate atinge echilibrul termic la o temperatură mai mare, așa cum se întâmplă tocmai pentru Pământ și Venus, ale căror temperaturi medii globale sunt, respectiv, 288 și 730 K.
    MZ Jacobson , pp. 266-267 .
Surse
  1. ^ (EN)Titan, Mars and Earth: Entropy Production by latitudinal Heat Transport (PDF) on sirius.bu.edu. Adus pe 19 septembrie 2017 .
  2. ^ (EN) D Ralph Lorenz, The Jonathan Lunine, Paul G Withers, Christopher P. McKay,Titan, Mars and Earth: Entropy Production by latitudinal Heat Transport (PDF), de la Ames Research Center , Universitatea din Arizona Lunar and Planetary Laboratory, 2001. Adus pe 21 august 2007 .
  3. ^ (EN) Sezoane interplanetare , pe NASA. Adus la 22 septembrie 2017 (arhivat din original la 23 mai 2009) .
  4. ^ (EN) Basilevsky AT și Head JW, The surface of Venus , în Rapoarte despre progresul în fizică, vol. 66, nr. 10, 2003, pp. 1699-1734, Bibcode : 2003RPPh ... 66.1699B , DOI : 10.1088 / 0034-4885 / 66/10 / R04 .
  5. ^ GE McGill și colab. , pp. 81-120 .
  6. ^ (EN) Carolyn Jones Otten,Zăpada „metal greu” pe Venus este sulfură de plumb , la Universitatea Washington din St Louis , 2004. Adus pe 21 august 2007 .
  7. ^ Zăpada metalică a lui Venus , pe lescienze.it , Le Scienze , 18 februarie 2004. Adus 26 februarie 2018 .
  8. ^ P. Hodge , p. 109 .
  9. ^ (EN) Moshkin, BE; Ekonomov, AP; Golovin Iu. M., Dust on the surface of Venus , in Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research) , vol. 17, 1979, pp. 280–285, Bibcode : 1979CoRe ... 17..232M .
  10. ^ (EN) WB, Rossow; AD, al Geniului; T., Eichler, Cloud-tracked winds from Pioneer Venus OCPP images ( PDF ), în Journal of the Atmospheric Sciences , vol. 47, nr. 17, 1990, pp. 2053–2084, Bibcode : 1990JAtS ... 47.2053R , DOI : 10.1175 / 1520-0469 (1990) 047 <2053: CTWFVO> 2.0.CO; 2 , ISSN 1520-0469 ( WC ACNP ) .
  11. ^ (EN) Normile, Dennis, Misiunea la Venus sondează vânturile curioase și testează vela solară pentru propulsie , în Știința, vol. 328, nr. 5979, 7 mai 2010, p. 677, Bibcode : 2010Sci ... 328..677N , DOI : 10.1126 / science.328.5979.677-a , PMID 20448159 .
  12. ^ (EN) Krasnopolsky, VA; Parshev, VA, Compoziția chimică a atmosferei lui Venus , în natură , vol. 292, nr. 5824, 1981, pp. 610–613, Bibcode : 1981 Nat . 292..610K , DOI : 10.1038 / 292610a0 .
  13. ^ (EN) Vladimir A. Krasnopolsky, Compoziția chimică a atmosferei și norilor de Venus: Câteva probleme nerezolvate în Știința Planetară și Spațială, vol. 54, 13-14, 2006, pp. 1352–1359, Bibcode : 2006P & SS ... 54.1352K , DOI : 10.1016 / j.pss.2006.04.019 .
  14. ^ a b Atmosphere , în The Planets , BBC 1999, licențiată de BBC Worldwide Limited. Ediție italiană: Atmosphere , în Univers , 2005 De Agostini Editore, Novara.
  15. ^ Compresie și expansiune adiabatică , pe www.chimica-online.it . Adus pe 2 iunie 2021 .
  16. ^ Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles , la www.shadetreephysics.com . Adus pe 2 iunie 2021 .
  17. ^ (EN) F. Taylor și D. Grinspoon, Climate evolution of Venus , în Journal of Geophysical Research: Planets, vol. 114, E9, 2009, DOI : 10.1029 / 2008JE003316 . Adus pe 2 iunie 2021 .
  18. ^ a b ( EN ) ST Russell, Zhang, TL; Delva, M.; et.al., Fulgerul pe Venus dedus din undele de tip fluier în ionosferă , în Natura , vol. 450, 2007, pp. 661-662, DOI : 10.1038 / nature05930 .
  19. ^ Adjectivul citereo este sinonim cu venusian ; cf. intrarea Kythera .

Alte proiecte

Controlul autorității LCCN ( EN ) sh85142769
Sistem solar Portalul sistemului solar : Accesați intrările Wikipedia de pe obiectele sistemului solar
Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Atmosfera_di_Venere&oldid=121850872 ”