Rieth József: Anyagvilág - Háttérismeret

Vénusz

TartalomjegyzékhezVilágképem <  Anyag-időszak     

A Vénusz a második bolygó a Naptól, keringési ideje 224,7 földi nap. Nevét Venusról, a szerelem római istennőjéről kapta. A Hold után a legfényesebb objektum az éjszakai égbolton, legnagyobb látszólagos fényessége -4,6 magnitúdó. Maximális fényességénél még nappal is észrevehető. Mivel a Vénusz közelebb van a Naphoz, mint a Föld, és kering körülötte, ezért néhány hónapig a Naptól keletre, később néhány hónapig a Naptól nyugatra látható, változó távolságra. A keringés mindkét szélső pontjának látszólagos távolsága a Naptól, azaz a bolygó legnagyobb kitérése 47,8°, vagyis a Napot legfeljebb három órával követi, illetve előzi meg az égen.

A kalauzcsillagok közé tartozik, hiszen segítette az embereket utazásaik során a tájékozódásban.

Pályaadatok

 

Aphélium távolsága:                              108 941 849 km 0,728 231 28 CsE

Perihélium távolsága:                            107 476 002 km 0,718 432 70 CsE

Fél nagytengely:                                   108 208 926 km 0,723 331 99 CsE

Pálya kerülete:                                      680 000 000 km 4,545 CsE

Pálya excentricitása:                             0,006 773 23

Sziderikus keringési idő:                        224,700 69 nap (0,615 197 0 év)

Szinodikus periódus:                             583,92 nap

Min. pályamenti sebesség:                    34,784 km/s

Átl. pályamenti sebesség:                     35,020 km/s

Max. pályamenti sebesség:                   35,259 km/s

Inklináció:                                             3,394 71° (3,86° a Nap egyenlítőjéhez képest)

Felszálló csomó hossza:                       76,680 69°

Holdak:                                                nincs

 

Fizikai tulajdonságok

 

Egyenlítői sugár:                                   6 051,8 km (a földi 0,94-szerese)

Lapultság:                                            < 0.000 2

Felszín területe:                                    4,60×108 km2 (a földi 0,902-szerese)

Térfogat:                                               9,28×1011 km3 (a földi 0,857-szerese)

Tömeg:                                                 4,8685×1024 kg (a földi 0,815-szerese)

Átlagos sűrűség:                                   5,204 g/cm3

Felszíni gravitáció:                                 8,87 m/s2 (0,904 g)

Szökési sebesség:                               10,36 km/s

Sziderikus forgásidő:                             -243,0185 nap

Forgási sebesség:                                 6,52 km/h (az egyenlítőnél)

Tengelyferdeség:                                   2,64°

Az északi pólus rektaszcenziója:           272,76° (18 h 11 min 2 s)

Deklináció:                                           67,16°

Albedó:                                                0,65

Felszíni hőm.:                       min              átl.          max

          Felszín                    720 K         735 K        773 K

          A felhők tetején        180 °C       120 °C       240 °C

 

Atmoszféra

 

Felszíni nyomás:       9,2 MPa

Összetevők:              ~96,5% szén-dioxid

                                ~3,5% nitrogén

                                0,015% kén-dioxid

                                0,007% argon

                                0,002% vízpára

                                0,0017% szén-monoxid

                                0,0012% hélium

                                0,0007% neon

                                nyomokban karbonil-szulfid

                                nyomokban hidrogén-klorid

                                nyomokban hidrogén-fluorid

A Vénusz a Naprendszer négy Föld-típusú bolygójának egyike, ami azt jelenti, hogy jellemzően kőzetekből épül fel. Méretében és tömegében nagymértékben hasonlít a Földhöz, s emiatt gyakran hívják a Föld testvérének is. Átmérője csak 650 km-rel kisebb a Földénél, a tömege a földinek 81,5%-a. A felszíni feltételek azonban a vénuszi sűrű szén-dioxid légkör miatt nagymértékben eltérnek. A vénuszi légkör 96,5 tömegszázaléka szén-dioxid, a fennmaradó nagyjából 3% pedig nitrogén.

Belső szerkezet

A szeizmikus adatok és a tehetetlenségi állapotra vonatkozó adatok hiányában kevés közvetlen információ áll rendelkezésre a belső szerkezetről és annak geokémiájáról. A Vénusz és a Föld közötti hasonló méret és sűrűség miatt azonban feltételezhető, hogy a Földéhez hasonló a felépítése: mag, köpeny, kéreg. A Földéhez hasonlóan a Vénusz magját is legalább részben folyékonynak vélik. A Vénusz kisebb mérete miatt a belsejében kisebb a nyomás, mint a Földben. A fő különbség a két bolygó között az, hogy a Vénuszon nem létezik lemeztektonika, feltehetően a száraz felszín és köpeny miatt. Ennek eredményeként alacsony a hőveszteség, amely megakadályozza a bolygó lehűlését és magyarázatot adhat a belső mágneses tér hiányára.

Geográfia

A Vénusz térképe a sárgával jelölt magasabb kontinensekkel:

fent az Ishtar Terra, jobbra lent az Aphrodite Terra 

A Vénusz felszínének 80%-át sima vulkáni síkságok alkotják. Két magasabb kontinens foglalja el a felszín nagy részét, egy az északi féltekén, egy pedig az Egyenlítőtől délre. Az északi kontinens az Ausztrália méretű Ishtar Terra, ami a babilóniai szerelemistenről, Istárról kapta a nevét. Ezen található a Vénusz legmagasabb hegye, a Maxwell Montes. Csúcsa 11 km-re emelkedik ki a Vénusz átlagszintjéből. A déli kontinens a Dél-Amerika méretű Aphrodite Terra, aminek a nevében a görög istennőnek a neve fedezhető fel. Ennek a kontinensnek nagy részét repedések és egyenetlenségek foglalják el.

A kőzetbolygókra jellemző becsapódási kráterek, hegyek és völgyek mellett a Vénuszon több egyedi felszíni forma is megtalálható, amelyek mind vulkáni tevékenységből származnak. Ezek között megtalálhatóak a farranak nevezett palacsinta alakú, 20 – 50 km átmérőjű és 100 – 1000 m magasságú lapos felszínű vulkáni alakzatok, a novae-nek nevezett csillagszerű repedésrendszerek az arachnoidok, melyek pókhálóhoz hasonlító, sugárirányú és koncentrikus repedések és a coronae-k melyek általában medencék által körülvett gyűrű alakú repedések. Mindezek a felszíni formák vulkanikus eredetűek.

Szinte minden felszíni formát a Vénuszon történelmi vagy mitológiai nőkről neveztek el. A kevés kivétel közé tartozik a Maxwell Montes, amely James Clerk Maxwell nevét viseli, és két fennsík, az Alfa-régió és a Béta-régió. Ezeket még azelőtt elnevezték, hogy a jelenlegi névadási rendszert a Nemzetközi Csillagászati Unió, a bolygók nomenklatúrájának kialakításával foglalkozó szervezet elkezdett volna ezen dolgozni.

A Vénuszon megtalálható fizikai jelenségek helyszínének megállapításához azt a nullmeridiánt használják, mely definíció szerint az Éva nevű ovális képződménynek a radarral megvilágított területén áthaladó hosszúsági főkör. Ez az Alfa-régiótól délre fekszik.

A felszín geológiája

A Vénusz domborzati térképe

A Vénusz felszínének nagy részét vulkáni tevékenységek sora formálta. A Vénuszon többször annyi vulkán van, mint a Földön, köztük 167 óriásvulkán melyeknek átmérője a 100 km-t is meghaladja. Az egyetlen hasonló méretű földi vulkáni komplexum a Hawaii Nagy Sziget. Ez nem azért van, mert a Vénuszon erősebb az aktivitás, hanem mert a kéreg sokkal idősebb. A Föld kérge állandóan átalakul szubdukcióval a tektonikai lemezek határainál, átlagos életkora 100 millió év, míg a Vénusz felszínének korát 500 millió évre becsülik.

Több jel is arra mutat, hogy a Vénuszon jelenleg is folyik vulkáni aktivitás. A szovjet Venyera-program keretében kiküldött Venyera-11 és Venyera-12 űrszondák állandó villámlásokat észleltek, a Venyera-12 leszállás után egy erős dörgést is regisztrált. Az Európai Űrügynökség Venus Expresse nagy mennyiségben rögzített az atmoszféra magasabb rétegeiben lejátszódó villámlást. A Földön ilyen jelenségek zivatarok során jönnek létre. A Vénuszon nincsenek zivatarok (bár a felsőbb légrétegekben lehet megfigyelni kénsavesőt, de ez 25 km magasságban elpárolog), ezért valószínűleg vulkánkitörésekből származó vulkáni hamu hozza létre. Egy másik érdekes bizonyíték a vulkáni aktivitásra az atmoszféra kén-dioxid koncentrációjának méréséből származik, amely szerint ez 1978 és 1986 között egy nagyságrenddel csökkent. Ebből arra lehet következtetni, hogy a kén-dioxid szintet korábban egy hatalmas vulkánkitörés emelte meg.

Radarkép, Gula és Sif Mons vulkánok

A Vénuszon nagyjából 1000 becsapódási kráter található, többé-kevésbé egyenletesen szétszóródva. Más kráterezett égitesteken, mint amilyen a Föld vagy a Hold, a krátereken az erózió különböző szakaszai mutatkoznak meg. A Holdon a lepusztulást későbbi becsapódások, a Földön a szél és az eső eróziója okozza. Azonban a Vénuszon a kráterek 85%-a még a kezdeti állapotban van. Ez arra utal, hogy a bolygón 500 millió évvel ezelőtt teljesen újjáalakult a felszín. A Föld kérge folyamatos mozgásban van, a Vénuszról viszont úgy gondolják, nem tud fenntartani egy ilyen folyamatot. Lemeztektonika nélkül a köpeny nem tud állandóan hőt veszíteni, ezért a hőmérséklet bizonyos idő múlva elér egy kritikus szintet, amely meggyengíti a kérget. Ennek következtében 100 millió évenként a szubdukció hatalmas méretekben történik meg, teljesen újraformálva a kérget.

A vénuszi kráterek átmérője 3 és 280 km közötti. A sűrű légkör miatt nincsenek 3 km-nél kisebb meteoritkráterek, ugyanis a kisebb kinetikus energiával rendelkező objektumok annyira lelassulnak a légkörben, hogy nem hoznak létre krátert.

Légkör

A Vénusz légköre igen sűrű, melynek nagy része szén-dioxid, kisebb része nitrogén. A légkör tömege a földinek 93-szorosa, míg az itt mért nyomás a földinek mintegy 92-szerese. Ez a nyomás a Földön az óceánokban 1 km mélységben mérhető. A felszínen mért levegősűrűség 65 kg/m³ (a víz sűrűségének 6,5%-a.). A légkör hatalmas CO2-tartalma és a vékony kén-dioxidfelhők miatt itt a Naprendszerben a legnagyobb az üvegházhatás, s ennek hatásaként a felszíni hőmérséklet 460 °C fölött van. Így a Vénusz felszínén mért hőmérséklet magasabb, mint a Merkúr felszínén, mert itt a minimum-hőmérséklet -220 °C a maximum pedig 420 °C, bár a Vénusz majdnem kétszer olyan messze van a Naptól, mint a Merkúr, s a felszínét csak negyedannyi napfény éri, mint a Merkúrét. Mivel a bolygón lényegében nincs semmilyen nedvesség, a levegőnek nincs páratartalma. (A meglévő mértéke kevesebb, mint 1%). Ezek miatt a hőindex 450 °C és 480 °C között van. A Venus Express űrszonda 2011-ben vékony ózonréteget fedezett fel a Vénusz légkörében, mintegy 100 km-es magasságban. Az ózon sűrűsége a földi ózonréteg ezredrésze lehet, vastagsága 5-10 km.

Tanulmányok arra utalnak, hogy több milliárd évvel ezelőtt a Vénusz légköre sokkal jobban hasonlított a Földére, mint ma, s talán még egy időben a víz is megmaradt a felszínen, de ennek az eredeti vízmennyiségnek az elpárolgása egy egyre inkább gyorsuló, önmagát gerjesztő üvegházhatást indított el, s ennek következtében kritikus mértékben megemelkedett a légkörben meglévő üvegházhatású gázok aránya. A hőtehetetlenség és az alacsonyabb légrétegekből a magasabbakba vándorló meleg miatt nincs nagy különbség a Vénusz éjszakai és nappali oldala között. Mindez a bolygó igen lassú forgása ellenére is igaz. A felszíni szelek lassúak, sebességük csupán néhány kilométer óránként, de a Vénusz légkörének felszíni sűrűsége miatt ehhez is jelentős erő szükséges, s port és kisebb köveket is szállít magával. Ez magában is akkora gondot jelentene az embernek a hő okozta probléma nélkül is, hogy nem tudna sétálni a bolygó felszínén. A sűrű CO2 légréteg fölött vékony felhőréteg van, melynek részei kicsi, kén-dioxid és kénsav tartalmú cseppekből állnak. Ezek a felhők a rájuk érkező napfény 60%-át visszaverik az űrbe, ami megakadályozza, hogy a Vénusz felszínét a látható fénytartományban megfigyeljék. Az állandó felhőtakaró következtében annak ellenére, hogy a Vénusz közelebb van a Naphoz mint a Föld, felszíne rosszul megvilágított. A szén-dioxid okozta üvegházhatás nélkül a Vénusz hőmérséklete a Földéhez hasonlítana. A felhők fölött 4-5 földi nap alatt erős, 300 km/h-s szél járja körbe a bolygót.

Bár a Vénusz légköre jelentősen különbözik a Föld légkörétől, atmoszférájában a földihez hasonló erősséggel és gyakorisággal villámok cikáznak. A villámok gyakoribbak a nappali oldalon és az alacsony szélességi köröknél.

Mágneses tér és mag

A Pioneer Venus Orbiter (1980) adatai alapján a Vénusz mágneses tere sokkalta gyengébb és kisebb, mint a Földé, s ez is inkább az ionoszféra és a napszél kölcsönhatásának tudható be, mintsem a dinamó-effektus következményének. Megjegyzendő, hogy a Föld mágneses tere nagy valószínűséggel ez utóbbiból származik. A Vénusz magnetoszférája túl gyenge ahhoz, hogy megvédje az atmoszférát a kozmikus sugárzástól, illetve a napszél-eróziótól.

A Vénusz belső mágneses terének hiánya a várakozásoknak igencsak ellentmondott, hiszen mérete a Földéhez hasonló. A dinamó-effektus kialakulásához három dolog szükséges: egy elektromosan vezető folyadék, forgás és konvekció. A mag elektromosan vezető lehet, a forgás nagyon lassú, de a szimulációk szerint ez is elég lenne dinamó keletkezéséhez. Ezek szerint a dinamó a konvekció hiánya miatt nem létezik. A Földön a konvekció a mag külső folyékony rétegében jelenik meg a felső és az alsó rétegek közötti hőmérsékletkülönbség miatt. Mivel a Vénusznak nincs lemeztektonikája, amely elvezetné a hőt, a mag folyékony rétegei ugyanolyan hőmérsékletűek vagy a mag mostanra már teljesen megszilárdult.

Mindemellett a Vénuszon óriási lávaömlések is láthatók, ezért a lehűlt mag elmélete nem valószínű. A feláramlások nem tudják áttörni a vastag kérget, de folytonosan gyengítik azt. Az alulról megolvadt kéregdarabok időnként beszakadnak a köpenyanyagba, és ekkor óriási felületeket épít újra a frissen felszínre jutó magmaanyag.

TartalomjegyzékhezVilágképem <  Anyag-időszak     

------------

http://hu.wikipedia.org/wiki/V%C3%A9nusz

http://esztergom.mcse.hu/files/old/lexikon/venusz.html