Venus ist der Erde in einigen Eigenschaften sehr ähnlich. Diese beiden Planeten weisen jedoch auch erhebliche Unterschiede aufgrund der Besonderheiten ihrer Entstehung und Entwicklung auf, und Wissenschaftler identifizieren immer mehr solcher Merkmale. Wir werden hier eines der Unterscheidungsmerkmale genauer betrachten - die besondere Natur des Magnetfelds der Venus, aber zuerst wenden wir uns den allgemeinen Eigenschaften des Planeten und einigen Hypothesen zu, die die Fragen seiner Entwicklung betreffen.
Venus im Sonnensystem
Venus ist der sonnennächste Planet, ein Nachbar von Merkur und der Erde. Relativ zu unserer Leuchte bewegt sie sich auf einer nahezu kreisförmigen Umlaufbahn (die Exzentrizität der Venusbahn ist geringer als die der Erde) in einer durchschnittlichen Entfernung von 108,2 Millionen km. Es sollte beachtet werden, dass die Exzentrizität ein variabler Wert ist und in der fernen Vergangenheit aufgrund der gravitativen Wechselwirkungen des Planeten mit anderen Körpern des Sonnensystems anders sein könnte.
Venus hat keine natürlichen Satelliten. Es gibt Hypothesen, nach denen der Planet einmal einen großen Satelliten hatte, der später durch die Einwirkung von Gezeitenkräften zerstört wurde oderverloren.
Einige Wissenschaftler glauben, dass die Venus eine tangentiale Kollision mit Merkur erlebte, wodurch letzterer in eine niedrigere Umlaufbahn geschleudert wurde. Venus veränderte die Art der Rotation. Bekanntlich rotiert der Planet extrem langsam (wie übrigens auch Merkur) – mit einer Periode von etwa 243 Erdentagen. Außerdem ist die Rotationsrichtung der anderen Planeten entgegengesetzt. Man kann sagen, dass es sich dreht, als würde es auf den Kopf gestellt.
Hauptmerkmale der Venus
Die Venus gehört neben Mars, Erde und Merkur zu den erdähnlichen Planeten, ist also ein relativ kleiner Gesteinskörper aus überwiegend silikatischer Zusammensetzung. Es ist der Erde in Größe (Durchmesser 94,9 % der Erde) und Masse (81,5 % der Erde) ähnlich. Die Fluchtgeschwindigkeit auf der Erdoberfläche beträgt 10,36 km/s (auf der Erde ca. 11,19 km/s).
Von allen erdähnlichen Planeten hat die Venus die dichteste Atmosphäre. Der Druck auf der Oberfläche übersteigt 90 Atmosphären, die Durchschnittstemperatur beträgt etwa 470 °C.
Auf die Frage, ob die Venus ein Magnetfeld hat, gibt es folgende Antwort: Der Planet hat praktisch kein eigenes Feld, sondern durch die Wechselwirkung des Sonnenwindes mit der Atmosphäre ein „falsches“, induziertes Feld entsteht.
Ein bisschen über die Geologie der Venus
Der überwiegende Teil der Planetenoberfläche wird von Produkten des bas altischen Vulkanismus gebildet und ist eine Kombination aus Lavafeldern, Stratovulkanen, Schildvulkanen und anderen vulkanischen Strukturen. Es wurden nur wenige Einschlagskrater gefunden, undAuf der Grundlage ihrer Zählung wurde der Schluss gezogen, dass die Oberfläche der Venus nicht älter als eine halbe Milliarde Jahre sein kann. Es gibt keine Anzeichen von Plattentektonik auf dem Planeten.
Auf der Erde ist die Plattentektonik zusammen mit Mantelkonvektionsprozessen der Hauptmechanismus für die Wärmeübertragung, aber dies erfordert eine ausreichende Menge Wasser. Man muss davon ausgehen, dass auf der Venus aufgrund von Wassermangel die Plattentektonik entweder frühzeitig aufhörte oder gar nicht stattfand. Der Planet könnte also überschüssige innere Wärme nur durch die globale Zufuhr von überhitzter Mantelmaterie an die Oberfläche loswerden, möglicherweise unter vollständiger Zerstörung der Kruste.
Ein solches Ereignis könnte vor etwa 500 Millionen Jahren stattgefunden haben. Es ist möglich, dass es nicht das einzige in der Geschichte der Venus war.
Der Kern und das Magnetfeld der Venus
Auf der Erde wird das globale Erdmagnetfeld durch den Dynamoeffekt erzeugt, der durch die spezielle Struktur des Kerns entsteht. Die äußere Schicht des Kerns ist geschmolzen und durch das Vorhandensein von Konvektionsströmen gekennzeichnet, die zusammen mit der schnellen Erdrotation ein ziemlich starkes Magnetfeld erzeugen. Darüber hinaus trägt die Konvektion zur aktiven Wärmeübertragung vom inneren festen Kern bei, der viele schwere, einschließlich radioaktiver Elemente, der Hauptwärmequelle, enthält.
Auf dem Nachbarplaneten unseres Planeten funktioniert dieser ganze Mechanismus offenbar nicht, weil es im flüssigen äußeren Kern keine Konvektion gibt - deshalb hat die Venus kein Magnetfeld.
Warum sind Venus und Erde so unterschiedlich?
Die Gründe für den schwerwiegenden strukturellen Unterschied zwischen zwei Planeten mit ähnlichen physikalischen Eigenschaften sind noch nicht vollständig geklärt. Nach einem kürzlich konstruierten Modell wird die innere Struktur von Gesteinsplaneten mit zunehmender Masse in Schichten gebildet, und die starre Schichtung des Kerns verhindert Konvektion. Auf der Erde wurde der vielschichtige Kern vermutlich zu Beginn seiner Geschichte durch eine Kollision mit einem ziemlich großen Objekt - Theia - zerstört. Darüber hinaus wird die Entstehung des Mondes als Ergebnis dieser Kollision angesehen. Die Gezeitenwirkung eines großen Satelliten auf Erdmantel und -kern kann auch bei Konvektionsprozessen eine bedeutende Rolle spielen.
Eine andere Hypothese legt nahe, dass die Venus ursprünglich ein Magnetfeld hatte, der Planet es jedoch aufgrund einer tektonischen Katastrophe oder einer Reihe von oben erwähnten Katastrophen verloren hat. Darüber hinaus machen viele Forscher die zu langsame Rotation der Venus und die geringe Präzession der Rotationsachse für das Fehlen eines Magnetfelds verantwortlich.
Merkmale der Venusatmosphäre
Venus hat eine extrem dichte Atmosphäre, die hauptsächlich aus Kohlendioxid mit einer geringen Beimischung von Stickstoff, Schwefeldioxid, Argon und einigen anderen Gasen besteht. Eine solche Atmosphäre dient als Quelle eines irreversiblen Treibhauseffekts und verhindert, dass sich die Oberfläche des Planeten in irgendeiner Weise abkühlt. Vielleicht ist das oben beschriebene „katastrophale“tektonische Regime seines Inneren auch für den Zustand der Atmosphäre des „Morgensterns“verantwortlich.
Der größte Teil der GashülleDie Venus ist in der unteren Schicht eingeschlossen - der Troposphäre, die sich bis in Höhen von etwa 50 km erstreckt. Darüber befindet sich die Tropopause und darüber die Mesosphäre. Die obere Grenze der Wolken, bestehend aus Schwefeldioxid und Schwefelsäuretröpfchen, befindet sich in einer Höhe von 60–70 km.
In der oberen Atmosphäre wird Gas durch ultraviolette Sonnenstrahlung stark ionisiert. Diese Schicht aus verdünntem Plasma wird Ionosphäre genannt. Auf der Venus befindet es sich in Höhen von 120–250 km.
Induzierte Magnetosphäre
Es ist die Wechselwirkung der geladenen Teilchen des Sonnenwinds und des Plasmas der oberen Atmosphäre, die bestimmt, ob die Venus ein Magnetfeld hat. Die Kraftlinien des vom Sonnenwind getragenen Magnetfelds biegen sich um die Venus-Ionosphäre und bilden eine Struktur, die als induzierte (induzierte) Magnetosphäre bezeichnet wird.
Diese Struktur hat folgende Elemente:
- Eine Bugschockwelle, die sich in einer Höhe von etwa einem Drittel des Radius des Planeten befindet. Auf dem Höhepunkt der Sonnenaktivität liegt die Region, in der der Sonnenwind auf die ionisierte Schicht der Atmosphäre trifft, viel näher an der Oberfläche der Venus.
- Magnetschicht.
- Die Magnetopause ist eigentlich die Grenze der Magnetosphäre, die sich in einer Höhe von etwa 300 km befindet.
- Der Schweif der Magnetosphäre, wo sich die gestreckten Magnetfeldlinien des Sonnenwinds gerade ausrichten. Die Länge des magnetosphärischen Schweifs der Venus reicht von einem bis zu mehreren zehn Planetenradien.
Der Schweif zeichnet sich durch eine besondere Aktivität aus - die Prozesse der magnetischen Wiederverbindung, die zur Beschleunigung geladener Teilchen führen. In den Polregionen können durch Umsch altung magnetische Bündel gebildet werden,ähnlich der Erde. Auf unserem Planeten liegt der Wiederverbindung magnetischer Feldlinien das Phänomen der Polarlichter zugrunde.
Das heißt, die Venus hat ein Magnetfeld, das nicht durch interne Prozesse im Inneren des Planeten gebildet wird, sondern durch den Einfluss der Sonne auf die Atmosphäre. Dieses Feld ist sehr schwach - seine Intensität ist im Durchschnitt tausendmal schwächer als die des Erdmagnetfeldes der Erde, aber es spielt eine gewisse Rolle bei den Prozessen, die in der oberen Atmosphäre ablaufen.
Die Magnetosphäre und die Stabilität der Gashülle des Planeten
Die Magnetosphäre schirmt die Oberfläche des Planeten vor dem Aufprall energiegeladener Teilchen des Sonnenwinds ab. Es wird angenommen, dass das Vorhandensein einer ausreichend starken Magnetosphäre die Entstehung und Entwicklung von Leben auf der Erde ermöglicht hat. Außerdem verhindert die magnetische Barriere gewissermaßen, dass die Atmosphäre vom Sonnenwind weggeblasen wird.
Ionisierendes Ultraviolett dringt auch in die Atmosphäre ein, was nicht durch das Magnetfeld verzögert wird. Einerseits entsteht dadurch die Ionosphäre und es bildet sich ein magnetischer Schirm. Aber ionisierte Atome können die Atmosphäre verlassen, indem sie in den magnetischen Schweif eintreten und dort beschleunigen. Dieses Phänomen wird als Ionendurchgehen bezeichnet. Wenn die von den Ionen erreichte Geschwindigkeit die Fluchtgeschwindigkeit übersteigt, verliert der Planet schnell seine Gashülle. Ein solches Phänomen wird auf dem Mars beobachtet, der durch eine schwache Schwerkraft und dementsprechend eine geringe Fluchtgeschwindigkeit gekennzeichnet ist.
Venus hält mit ihrer stärkeren Schwerkraft die Ionen ihrer Atmosphäre effektiver, als sie es brauchenNehmen Sie mehr Geschwindigkeit auf, um den Planeten zu verlassen. Das induzierte Magnetfeld des Planeten Venus ist nicht stark genug, um die Ionen nennenswert zu beschleunigen. Daher ist der Verlust der Atmosphäre hier bei weitem nicht so groß wie auf dem Mars, obwohl die Intensität der ultravioletten Strahlung aufgrund der Nähe zur Sonne viel höher ist.
Daher ist das induzierte Magnetfeld der Venus ein Beispiel für die komplexe Wechselwirkung der oberen Atmosphäre mit verschiedenen Arten von Sonnenstrahlung. Zusammen mit dem Gravitationsfeld ist es ein Faktor für die Stabilität der gasförmigen Hülle des Planeten.
