Afërdita është shumë e ngjashme me Tokën në disa karakteristika. Megjithatë, këta dy planetë kanë edhe dallime domethënëse për shkak të veçorive të formimit dhe evolucionit të secilit prej tyre, dhe shkencëtarët po identifikojnë gjithnjë e më shumë karakteristika të tilla. Këtu do të shqyrtojmë më në detaje një nga veçoritë dalluese - natyrën e veçantë të fushës magnetike të Venusit, por së pari do t'i drejtohemi karakteristikave të përgjithshme të planetit dhe disa hipotezave që ndikojnë në çështjet e evolucionit të tij.
Afërdita në sistemin diellor
Venusi është planeti i dytë më i afërt me Diellin, fqinj i Mërkurit dhe i Tokës. Në lidhje me ndriçuesin tonë, ai lëviz në një orbitë pothuajse rrethore (ekscentriciteti i orbitës Venusiane është më i vogël se ai i tokës) në një distancë mesatare prej 108.2 milion km. Duhet të theksohet se ekscentriciteti është një vlerë e ndryshueshme dhe në të kaluarën e largët mund të ishte e ndryshme për shkak të ndërveprimeve gravitacionale të planetit me trupat e tjerë të sistemit diellor.
Venusi nuk ka satelitë natyralë. Ekzistojnë hipoteza sipas të cilave planeti dikur kishte një satelit të madh, i cili u shkatërrua më pas nga veprimi i forcave baticore osehumbi.
Disa shkencëtarë besojnë se Venusi përjetoi një përplasje tangjente me Mërkurin, duke bërë që ky i fundit të hidhej në një orbitë më të ulët. Venusi ndryshoi natyrën e rrotullimit. Dihet që planeti rrotullohet jashtëzakonisht ngadalë (siç bën Merkuri, meqë ra fjala) - me një periudhë prej rreth 243 ditësh Tokë. Për më tepër, drejtimi i rrotullimit të tij është i kundërt me atë të planetëve të tjerë. Mund të thuhet se rrotullohet, sikur kthehet me kokë poshtë.
Veçoritë kryesore fizike të Venusit
Së bashku me Marsin, Tokën dhe Mërkurin, Venusi i përket planetëve tokësorë, domethënë është një trup relativisht i vogël shkëmbor me përbërje kryesisht silikate. Ajo është e ngjashme me Tokën për nga madhësia (diametri 94.9% e tokës) dhe masa (81.5% e tokës). Shpejtësia e ikjes në sipërfaqen e planetit është 10.36 km/s (në Tokë është afërsisht 11.19 km/s).
Nga të gjithë planetët tokësorë, Venusi ka atmosferën më të dendur. Presioni në sipërfaqe i kalon 90 atmosfera, temperatura mesatare është rreth 470 °C.
Në pyetjen nëse Venusi ka një fushë magnetike, ka përgjigjen e mëposhtme: planeti praktikisht nuk ka fushë të vetin, por për shkak të ndërveprimit të erës diellore me atmosferën, një fushë "e rreme", e induktuar. lind.
Pak për gjeologjinë e Venusit
Shumica dërrmuese e sipërfaqes së planetit është formuar nga produktet e vullkanizmit baz altik dhe është një kombinim i fushave të lavës, stratovolkaneve, vullkaneve të mburojës dhe strukturave të tjera vullkanike. Janë gjetur pak kratere me ndikim, dheNë bazë të numërimit të numrit të tyre, u arrit në përfundimin se sipërfaqja e Venusit nuk mund të jetë më e vjetër se gjysmë miliard vjet. Nuk ka shenja të tektonikës së pllakave në planet.
Në Tokë, tektonika e pllakave, së bashku me proceset e konvekcionit të mantelit, është mekanizmi kryesor për transferimin e nxehtësisë, por kjo kërkon një sasi të mjaftueshme uji. Duhet menduar se në Venus, për shkak të mungesës së ujit, tektonika e pllakave ose u ndal në një fazë të hershme, ose nuk u zhvillua fare. Pra, planeti mund të shpëtojë nga nxehtësia e brendshme e tepërt vetëm përmes furnizimit global të materies së mantelit të mbinxehur në sipërfaqe, ndoshta me shkatërrimin e plotë të kores.
Vetëm një ngjarje e tillë mund të kishte ndodhur rreth 500 milionë vjet më parë. Është e mundur që nuk ishte e vetmja në historinë e Venusit.
Bërthama dhe fusha magnetike e Venusit
Në Tokë, fusha gjeomagnetike globale krijohet për shkak të efektit dinamo të krijuar nga struktura e veçantë e bërthamës. Shtresa e jashtme e bërthamës shkrihet dhe karakterizohet nga prania e rrymave konvektive, të cilat, së bashku me rrotullimin e shpejtë të Tokës, krijojnë një fushë magnetike mjaft të fuqishme. Përveç kësaj, konvekcioni kontribuon në transferimin aktiv të nxehtësisë nga bërthama e brendshme e ngurtë, e cila përmban shumë elementë të rëndë, përfshirë radioaktivë, burimin kryesor të ngrohjes.
Me sa duket, në fqinjin e planetit tonë, i gjithë ky mekanizëm nuk funksionon për shkak të mungesës së konvekcionit në bërthamën e jashtme të lëngshme - kjo është arsyeja pse Venusi nuk ka fushë magnetike.
Pse Venusi dhe Toka janë kaq të ndryshme?
Arsyet për ndryshimin serioz strukturor midis dy planetëve të ngjashëm në karakteristikat fizike nuk janë ende plotësisht të qarta. Sipas një modeli të ndërtuar së fundmi, struktura e brendshme e planetëve shkëmborë formohet në shtresa ndërsa masa rritet dhe shtresimi i ngurtë i bërthamës parandalon konvekcionin. Në Tokë, bërthama me shumë shtresa, me sa duket, u shkatërrua në agimin e historisë së saj si rezultat i një përplasjeje me një objekt mjaft të madh - Theia. Përveç kësaj, shfaqja e Hënës konsiderohet si rezultat i kësaj përplasjeje. Efekti baticor i një sateliti të madh në mantelin dhe bërthamën e Tokës mund të luajë gjithashtu një rol të rëndësishëm në proceset konvektive.
Një hipotezë tjetër sugjeron se Venusi fillimisht kishte një fushë magnetike, por planeti e humbi atë për shkak të një katastrofe tektonike ose një seri katastrofash të përmendura më sipër. Përveç kësaj, në mungesë të një fushe magnetike, shumë studiues "fajësojnë" rrotullimin shumë të ngad altë të Venusit dhe sasinë e vogël të precesionit të boshtit të rrotullimit.
Veçoritë e atmosferës Venusian
Venusi ka një atmosferë jashtëzakonisht të dendur, e përbërë kryesisht nga dioksidi i karbonit me një përzierje të vogël të azotit, dioksidit të squfurit, argonit dhe disa gazrave të tjerë. Një atmosferë e tillë shërben si burim i një efekti serë të pakthyeshëm, duke parandaluar që sipërfaqja e planetit të ftohet në asnjë mënyrë. Ndoshta regjimi tektonik "katastrofik" i përshkruar më sipër i brendësisë së tij është gjithashtu përgjegjës për gjendjen e atmosferës së "yllit të mëngjesit".
Pjesa më e madhe e zarfit të gazitVenusi është i mbyllur në shtresën e poshtme - troposfera, duke u shtrirë në lartësi rreth 50 km. Sipër është tropopauza, dhe sipër saj është mezosfera. Kufiri i sipërm i reve, i përbërë nga dioksidi i squfurit dhe pikat e acidit sulfurik, ndodhet në një lartësi prej 60–70 km.
Në atmosferën e sipërme, gazi jonizohet fuqishëm nga rrezatimi ultravjollcë diellor. Kjo shtresë e plazmës së rrallë quhet jonosferë. Në Venus, ndodhet në lartësitë 120–250 km.
magnetosferë e induktuar
Është ndërveprimi i grimcave të ngarkuara të erës diellore dhe plazmës së sipërme të atmosferës që përcakton nëse Venusi ka një fushë magnetike. Linjat e forcës së fushës magnetike të bartura nga era diellore përkulen rreth jonosferës Venusiane dhe formojnë një strukturë të quajtur magnetosfera e induktuar (e induktuar).
Kjo strukturë ka elementet e mëposhtme:
- Një valë goditëse me hark e vendosur në një lartësi prej rreth një të tretës së rrezes së planetit. Në kulmin e aktivitetit diellor, rajoni ku era diellore takohet me shtresën e jonizuar të atmosferës është shumë më afër sipërfaqes së Venusit.
- Shtesë magnetike.
- Magnetopauza është në të vërtetë kufiri i magnetosferës, i vendosur në një lartësi prej rreth 300 km.
- Bishti i magnetosferës, ku drejtohen linjat e shtrira të fushës magnetike të erës diellore. Gjatësia e bishtit magnetosferik të Venusit është nga një deri në disa dhjetëra rreze planetare.
Bishti karakterizohet nga një aktivitet i veçantë - proceset e rilidhjes magnetike, që çojnë në përshpejtimin e grimcave të ngarkuara. Në rajonet polare, si rezultat i rilidhjes, mund të formohen tufa magnetike,të ngjashme me tokën. Në planetin tonë, rilidhja e linjave të fushës magnetike qëndron në themel të fenomenit të aurorave.
Dmth, Venusi ka një fushë magnetike të formuar jo nga proceset e brendshme në zorrët e planetit, por nga ndikimi i Diellit në atmosferë. Kjo fushë është shumë e dobët - intensiteti i saj është mesatarisht një mijë herë më i dobët se ai i fushës gjeomagnetike të Tokës, por luan një rol të caktuar në proceset që ndodhin në atmosferën e sipërme.
Manetosfera dhe qëndrueshmëria e guaskës së gazit të planetit
Manetosfera mbron sipërfaqen e planetit nga ndikimi i grimcave të ngarkuara energjike të erës diellore. Besohet se prania e një magnetosfere mjaft të fuqishme bëri të mundur shfaqjen dhe zhvillimin e jetës në Tokë. Përveç kësaj, barriera magnetike në një farë mase parandalon që atmosfera të shpërthehet nga era diellore.
Ultravjollca jonizuese depërton edhe në atmosferë, e cila nuk vonohet nga fusha magnetike. Nga njëra anë, për shkak të kësaj, lind jonosfera dhe formohet një ekran magnetik. Por atomet e jonizuara mund të largohen nga atmosfera duke hyrë në bishtin magnetik dhe duke u përshpejtuar atje. Ky fenomen quhet ikje e joneve. Nëse shpejtësia e fituar nga jonet tejkalon shpejtësinë e ikjes, planeti humbet me shpejtësi mbështjellësin e tij të gazit. Një fenomen i tillë vërehet në Mars, i cili karakterizohet nga graviteti i dobët dhe, në përputhje me rrethanat, një shpejtësi e ulët ikjeje.
Venusi, me gravitetin e saj më të fortë, i mban jonet e atmosferës së saj në mënyrë më efikase, ashtu siç kanë nevojëmerrni më shumë shpejtësi për të lënë planetin. Fusha magnetike e induktuar e planetit Venus nuk është aq e fuqishme sa të përshpejtojë ndjeshëm jonet. Prandaj, humbja e atmosferës këtu nuk është aq e rëndësishme sa në Mars, pavarësisht nga fakti se intensiteti i rrezatimit ultravjollcë është shumë më i lartë për shkak të afërsisë me Diellin.
Kështu, fusha magnetike e induktuar e Venusit është një shembull i ndërveprimit kompleks të atmosferës së sipërme me lloje të ndryshme të rrezatimit diellor. Së bashku me fushën gravitacionale, është një faktor në stabilitetin e guaskës së gaztë të planetit.
