Вселена и Живот

Планетите в Слънчевата система- Венера

AstrobioStar05
AstrobioStar05

Втората по отдалеченост и шеста по-големина планета в Слънчевата система е Венера. Планетата носи името на древноримската богиня на красотата. След многократни изследвания на Венера, днес знаем „сравнително доста” за нейната структура и процеси.

Непрогледен мрак, високо налягане и високи температури, достигащи до около 400о С  под гъстата атмосфера, не дават много оптимизъм при търсенето на живот.

Макар, че към днешна дата ни се струва невъзможно да съществува, какъвто и да е живот на Венера, то в близкото минало са направени предположения, какъв може да е животът на планетата ако той евентуално съществува. Като най-вероятно място за възникване и развитие се предполага нейната атмосфера.

Изказаните предположения са само теоретични. Досега до Венера не е изпращана мисия, която конкретно да се занимава в търсенето на отговор относно наличието на живот.

 

Кратко описание

 

Атмосфера

 

Венера има атмосфера, съдържаща главно въглероден диоксид (СО2) и малко количество азот (N2). Налягането на повърхността на планетата е огромно — 90 пъти по-високо от това на земното морско равнище или еквивалентно на налягането в земните океани на около 1 km дълбочина. Атмосферата, богата на CO2, поражда силен парников ефект и повишава температурата на повърхността с повече от 460°C над стойността, която тя би имала, ако Венера нямаше атмосфера.

В ниските екваториални райони температурата на повърхността достига до 500 °C. Поради този факт, повърхността на Венера, взета като цяло, е по-гореща от тази на Меркурий, независимо от факта, че Венера е почти два пъти по-отдалечена от Слънцето и съответно получава само 25% от слънчевата енергия, която получава Меркурий (2613,9 W/m² в горните части на атмосферата и само 1071,1 W/m² на повърхността).

 

Поради конвекцията и топлинната инертност на нейната гъста атмосфера, на Венера температурата не се изменя значително между дневната и нощната страна, въпреки изключително бавното въртене на планетата (по-малко от един оборот за една венерианска година; на екватора скоростта на въртене е едва 6,5 km/h). Ветровете в горните слоеве на атмосферата обикалят планетата само за 4 дни, като подпомагат разпределението на слънчевата топлина.

 

Слънчевата енергия е много по-ниска на повърхността на планетата спрямо горните слоеве на атмосферата и поради нейната гъста облачна покривка, която отразява по-голямата част от енергията обратно в космоса. Болометричното албедо на Венера е приблизително 60%, а видимото и албедо е дори още по-високо. Без наличието на парников ефект температурата на Венера би била много близка до температурата на повърхността на Земята. Честа грешка е да се мисли, че гъстата атмосфера сама по себе си задържа топлината на повърхността на планетата; всъщност единствено въглеродния диоксид е парников газ, а гъстата атмосфера като цяло отразява голяма част от слънчевите лъчи.

 

В горните слоеве на атмосферата преобладават силни ветрове със скорост 350 km/h, докато на повърхността ветровете са много слаби — само няколко километра в час. Поради високата плътност на атмосферата обаче дори и слаби ветрове могат да упражнят значително налягане върху препятствията, на които се натъкнат. Високите облаци са съставени предимно от серен диоксид и капки от сярна киселина, които правят повърхността на планетата невидима в оптичния диапазон. Температурата на горните слоеве на атмосферата е около −45°C. Средната температура на Венера, по данни на НАСА, е около 464°C. За минималната температура на повърхността се предполага, че е поне 400°C.

 

През 2007 г. космическия апарат Венера Експрес открива, че на южния полюс на планетата има огромна двойна вихрушка.

 

Повърхност

 

Венера има бавно ретроградно въртене – по посока на часовниковата стрелка (тук под ретроградно се разбира движение в посока, противоположна на движението на нещо друго, а в случая на повечето планети от Слънчевата система). Това означава, че тя се върти от изток на запад, вместо от запад на изток, както повечето други основни планети (Плутон и Уран също имат ретроградно въртене, въпреки че оста на въртене на Уран има наклон 97,68 градуса и почти лежи на неговата орбитална равнина). Не е известно със сигурност защо Венера се върти по посока на часовниковата стрелка.

 

Една интересна подробност за въртенето на Венера е, че то изглежда е в синхрон с положението на Земята; Венера е винаги обърната с една и съща страна към Земята, когато двете планети се намират възможно най-близко по техните орбити (5,001 Венерини дни между две последователни сближавания). Този ефект може да се обясни с приливния ефект на Земята върху Венера, но може и да е просто съвпадение.

 

Венера има два основни „континента“, които са по-високи от заобикалящите ги обширни равнини. Името на северния континент е Ishtar Terra („Земя на Ищар“) и на него се намира една от най-високите планински вериги — Maxwell Montes („Максуелски планини“), която е приблизително 2 km по-висока от Еверест и носи името на Джеймс Максуел. Тя обгражда платото Lakshmi Planum. Ishtar Terra е голяма приблизително колкото Австралия.

В южното полукълбо е по-голямата Aphrodite Terra („Земя на Афродита“), която е голяма приблизително колкото Южна Америка. Между тези континенти има множество широки падини, като Atalanta Planitia, Guinevere Planitia и Lavinia Planitia. С единственото изключение на Maxwell Montes, всички обекти и забележителности на повърхността на Венера носят имена на жени от историята или митологията.

 

Гъстата атмосфера на Венера успешно „омекотява“ сблъсъците на метеорити (особено на сравнително малките) с повърхността; метеоритни кратери с диаметър по-малък от 3,2 km не могат да се формират.

 

Почти 90% от повърхността на Венера се състои от сравнително скорошно (в геологичен план) изстинала базалтова лава и много малко метеоритни кратери. Предполага се, че причината за това са интензивни вулканични изригвания, които са променили почти изцяло повърхността на планетата. Вътрешността на планетата е най-вероятно много близка до тази на Земята: желязно ядро с радиус около 3000 km, обградено от полуразтопена скалиста мантия, която заема по-голямата част от обема на Венера.

Резултати от измервания на гравитацията, извършени от апарата Магелан, посетил планетата през 1994 г., показват, че дебелината на кората на Венера е по-голяма от очакваната от специалистите. Според една теория Венера няма активна тектоника, подобна на земната; вместо това повърхността и бива периодично заливана от лава вследствие на масивни вулканични изригвания. За най-старите участъци от повърхността е установено, че са само на около 800 милиона години (по-малко от 1/5 от възрастта на планетата); останалата повърхност е значително по-млада (но в по-голямата си част е на поне 100 милиона години). Скорошни изследвания също сочат, че в изолирани участъци на Венера все още има вулканична активност.

 

За вътрешното магнитно поле на Венера е установено, че е слабо в сравнение с другите планети от Слънчевата система. Този факт може да се обясни с бавното въртене на планетата, което прави невъзможна циркулацията на течно желязо в ядрото и. В резултат на това слънчевият вятър въздейства директно върху горните слоеве на атмосферата. Учените считат, че преди време на Венера е имало толкова вода, колкото и на Земята, но слънчевият вятър бавно е разрушил водните молекули до съставните им елементи (водород и кислород). Гравитацията на Венера е недостатъчна да задържи лекия изотоп на водорода (водород-1) и той впоследствие се е разпръснал в междупланетното пространство. За сметка на това по-тежкият деутерий (водород-2) бива задържан по-успешно от венерината гравитация. Доказателство за това е повишената му концентрация в горните слоеве на атмосферата. Молекулярният кислород от друга страна е реагирал с елементи на повърхността на планетата. Поради липсата на вода скалите на Венера са много по-твърди от земните, което прави възможни по-стръмни скали и по-високи планини.

 

↑ Venus. // Case Western Reserve University, September 14, 2006. Посетен на 2007-07-16.

↑ Rossow W.B., del Genio A.D., Eichler T.. Cloud-tracked winds from Pioneer Venus OCPP images. // Journal of the Atmospheric Sciences 47 (17). 1990. DOI:10.1175/1520-0469(1990)047%3C2053:CTWFVO%3E2.0.CO;2. с. 2053–2084.

↑ Krasnopolsky V.A., Parshev V.A.. Chemical composition of the atmosphere of Venus. // Nature 292. 1981. с. 610-613.

↑ Vladimir A. Krasnopolsky. Chemical composition of Venus atmosphere and clouds: Some unsolved problems. // Planetary and Space Science 54 (13–14). 2006. DOI:10.1016/j.pss.2006.04.019. с. 1352–1359.

↑ Nature (450). November 2007. с. 633 — 660.

↑ Venus offers Earth climate clues. // BBC News. Посетен на 2007-11-29.

↑ Glaze L.S. (1999), Transport of SO2 by explosive volcanism on Venus, Journal of Geophysical Research, v. 104, p. 18899-18906

↑ Young C. (Editor). The Magellan Venus Explorer’s Guide. JPL Publication 90-24. California, Jet Propulsion Laboratory, August 1990.

↑ Venus Express. // ESA Portal.

AstrobioStar05
Планети

Leave a Comment

Your email address will not be published.