Venus este foarte asemănătoare cu Pământul în unele caracteristici. Cu toate acestea, aceste două planete au și diferențe semnificative din cauza particularităților formării și evoluției fiecăreia dintre ele, iar oamenii de știință identifică din ce în ce mai multe astfel de caracteristici. Vom considera aici mai detaliat una dintre trăsăturile distinctive - natura specială a câmpului magnetic al lui Venus, dar mai întâi ne întoarcem la caracteristicile generale ale planetei și la unele ipoteze care afectează problemele evoluției sale.
Venus în sistemul solar
Venus este a doua cea mai apropiată planetă de Soare, o vecină cu Mercur și Pământ. Față de lumina noastră, se mișcă pe o orbită aproape circulară (excentricitatea orbitei Venusiene este mai mică decât cea a pământului) la o distanță medie de 108,2 milioane km. Trebuie remarcat faptul că excentricitatea este o valoare variabilă, iar în trecutul îndepărtat ar putea fi diferită din cauza interacțiunilor gravitaționale ale planetei cu alte corpuri ale sistemului solar.
Venus nu are sateliți naturali. Există ipoteze conform cărora planeta a avut cândva un mare satelit, care a fost ulterior distrus de acțiunea forțelor mareelor saupierdut.
Unii oameni de știință cred că Venus a experimentat o coliziune tangentă cu Mercur, ceea ce a făcut ca acesta din urmă să fie aruncat pe o orbită inferioară. Venus a schimbat natura rotației. Se știe că planeta se rotește extrem de lent (la fel ca și Mercur, de altfel) - cu o perioadă de aproximativ 243 de zile pământești. În plus, direcția sa de rotație este opusă celei altor planete. Se poate spune că se rotește, de parcă s-ar întoarce cu susul în jos.
Principalele caracteristici fizice ale lui Venus
Alături de Marte, Pământ și Mercur, Venus aparține planetelor terestre, adică este un corp stâncos relativ mic, cu o compoziție predominant de silicați. Este asemănător Pământului ca mărime (diametru 94,9% din pământ) și masă (81,5% din pământ). Viteza de evacuare pe suprafața planetei este de 10,36 km/s (pe Pământ este de aproximativ 11,19 km/s).
Dintre toate planetele terestre, Venus are cea mai densă atmosferă. Presiunea la suprafață depășește 90 de atmosfere, temperatura medie este de aproximativ 470 °C.
La întrebarea dacă Venus are un câmp magnetic, există următorul răspuns: planeta practic nu are câmp propriu, dar datorită interacțiunii vântului solar cu atmosfera, un câmp indus „fals”. apare.
Câte ceva despre geologia lui Venus
Marea majoritate a suprafeței planetei este formată din produse ale vulcanismului baz altic și este o combinație de câmpuri de lavă, stratovulcani, vulcani scut și alte structuri vulcanice. Au fost găsite puține cratere de impact șipe baza numărării numărului lor, s-a ajuns la concluzia că suprafața lui Venus nu poate fi mai veche de jumătate de miliard de ani. Nu există semne de tectonică a plăcilor pe planetă.
Pe Pământ, tectonica plăcilor, împreună cu procesele de convecție a mantalei, este principalul mecanism de transfer de căldură, dar aceasta necesită o cantitate suficientă de apă. Trebuie să ne gândim că pe Venus, din cauza lipsei de apă, tectonica plăcilor fie s-a oprit într-un stadiu incipient, fie nu a avut loc deloc. Așadar, planeta ar putea scăpa de excesul de căldură internă numai prin furnizarea globală de materie supraîncălzită a mantalei la suprafață, posibil cu distrugerea completă a scoarței.
Doar un astfel de eveniment ar fi putut avea loc acum aproximativ 500 de milioane de ani. Este posibil să nu fi fost singurul din istoria lui Venus.
Nucleul și câmpul magnetic al lui Venus
Pe Pământ, câmpul geomagnetic global este generat datorită efectului dinam creat de structura specială a nucleului. Stratul exterior al nucleului este topit și se caracterizează prin prezența curenților convectivi, care, împreună cu rotația rapidă a Pământului, creează un câmp magnetic destul de puternic. În plus, convecția contribuie la transferul activ de căldură din miezul solid interior, care conține multe elemente grele, inclusiv elemente radioactive, principala sursă de încălzire.
Aparent, pe vecinul planetei noastre, tot acest mecanism nu funcționează din cauza lipsei de convecție în miezul exterior lichid - de aceea Venus nu are câmp magnetic.
De ce sunt Venus și Pământul atât de diferite?
Motivele diferenței structurale serioase dintre două planete similare ca caracteristici fizice nu sunt încă complet clare. Conform unui model recent construit, structura internă a planetelor stâncoase se formează în straturi pe măsură ce masa crește, iar stratificarea rigidă a miezului împiedică convecția. Pe Pământ, nucleul cu mai multe straturi, probabil, a fost distrus în zorii istoriei sale, ca urmare a unei coliziuni cu un obiect destul de mare - Theia. În plus, apariția Lunii este considerată rezultatul acestei coliziuni. Efectul de maree al unui satelit mare asupra mantalei și miezului Pământului poate juca, de asemenea, un rol semnificativ în procesele convective.
O altă ipoteză sugerează că Venus a avut inițial un câmp magnetic, dar planeta l-a pierdut din cauza unei catastrofe tectonice sau a unei serii de catastrofe menționate mai sus. În plus, în absența unui câmp magnetic, mulți cercetători „dau vina” rotației prea lente a lui Venus și a precesiunii reduse a axei de rotație.
Caracteristici ale atmosferei venusiane
Venus are o atmosferă extrem de densă, constând în principal din dioxid de carbon cu un mic amestec de azot, dioxid de sulf, argon și alte gaze. O astfel de atmosferă servește drept sursă a unui efect de seră ireversibil, împiedicând în vreun fel răcirea suprafeței planetei. Poate că regimul tectonic „catastrofal” descris mai sus al interiorului său este, de asemenea, responsabil pentru starea atmosferei „stelei dimineții”.
Cea mai mare parte a învelișului de gazVenus este închisă în stratul inferior - troposfera, extinzându-se la altitudini de aproximativ 50 km. Deasupra este tropopauza, iar deasupra ei este mezosfera. Limita superioară a norilor, constând din dioxid de sulf și picături de acid sulfuric, este situată la o altitudine de 60–70 km.
În atmosfera superioară, gazul este puternic ionizat de radiația ultravioletă solară. Acest strat de plasmă rarefiată se numește ionosferă. Pe Venus, este situat la altitudini de 120–250 km.
Magnetosferă indusă
Este interacțiunea particulelor încărcate ale vântului solar și plasma atmosferei superioare care determină dacă Venus are un câmp magnetic. Liniile de forță ale câmpului magnetic purtate de vântul solar se îndoaie în jurul ionosferei venusiane și formează o structură numită magnetosferă indusă (indusă).
Această structură are următoarele elemente:
- O undă de șoc în arc situată la o înălțime de aproximativ o treime din raza planetei. La vârful activității solare, regiunea în care vântul solar se întâlnește cu stratul ionizat al atmosferei este mult mai aproape de suprafața lui Venus.
- Strat magnetic.
- Magnetopauza este de fapt limita magnetosferei, situată la o altitudine de aproximativ 300 km.
- Coada magnetosferei, unde liniile de câmp magnetic întinse ale vântului solar se îndreptă. Lungimea cozii magnetosferice a lui Venus este de la unu la câteva zeci de raze planetare.
Coada se caracterizează printr-o activitate specială - procesele de reconectare magnetică, care conduc la accelerarea particulelor încărcate. În regiunile polare, ca rezultat al reconectarii, se pot forma fascicule magnetice,asemănător cu pământul. Pe planeta noastră, reconectarea liniilor câmpului magnetic stă la baza fenomenului aurorelor.
Adică Venus are un câmp magnetic format nu prin procese interne din intestinele planetei, ci prin influența Soarelui asupra atmosferei. Acest câmp este foarte slab - intensitatea sa este în medie de o mie de ori mai slabă decât cea a câmpului geomagnetic al Pământului, dar joacă un anumit rol în procesele care au loc în atmosfera superioară.
Magnetosfera și stabilitatea învelișului de gaz al planetei
Magnetosfera protejează suprafața planetei de impactul particulelor încărcate energetic ale vântului solar. Se crede că prezența unei magnetosfere suficient de puternice a făcut posibilă apariția și dezvoltarea vieții pe Pământ. În plus, bariera magnetică împiedică într-o oarecare măsură atmosfera să fie suflată de vântul solar.
Ultravioletele ionizante patrund si in atmosfera, care nu este intarziata de campul magnetic. Pe de o parte, datorită acestui fapt, ia naștere ionosfera și se formează un ecran magnetic. Dar atomii ionizați pot părăsi atmosfera intrând în coada magnetică și accelerând acolo. Acest fenomen se numește fuga ionică. Dacă viteza dobândită de ioni depășește viteza de evacuare, planeta își pierde rapid învelișul gazos. Un astfel de fenomen se observă pe Marte, care se caracterizează printr-o gravitație slabă și, în consecință, o viteză scăzută de evacuare.
Venus, cu gravitația sa mai puternică, reține ionii din atmosfera sa mai eficient, deoarece au nevoie.ia mai multă viteză pentru a părăsi planeta. Câmpul magnetic indus al planetei Venus nu este suficient de puternic pentru a accelera semnificativ ionii. Prin urmare, pierderea atmosferei aici nu este nici pe departe la fel de semnificativă ca pe Marte, în ciuda faptului că intensitatea radiației ultraviolete este mult mai mare din cauza apropierii de Soare.
Astfel, câmpul magnetic indus al lui Venus este un exemplu de interacțiune complexă a atmosferei superioare cu diferite tipuri de radiații solare. Împreună cu câmpul gravitațional, este un factor în stabilitatea învelișului gazos al planetei.
