Ατμόσφαιρα της Αφροδίτης

Ιστορία

Ο Μιχαήλ Λομονόσοφ ήταν ο πρώτος που υπέθεσε την ύπαρξη ατμόσφαιρας στην Αφροδίτη με βάση τις παρατηρήσεις του για τη διάβαση της Αφροδίτης το 1761 από ένα μικρό αστεροσκοπείο κοντά στο σπίτι του στην Αγία Πετρούπολη, Ρωσία.

Σύσταση

Η ατμόσφαιρα της Αφροδίτης αποτελείται από 96,5% διοξείδιο του άνθρακα, 3,5% άζωτο και μικροποσότητες από άλλα αέρια, κυρίως διοξείδιο του θείου. Η περιεκτικότητα της ατμόσφαιρας σε άζωτο είναι μικρή συγκριτικά με του διοξειδίου του άνθρακα, αλλά επειδή η ατμόσφαιρα είναι πολύ παχύτερη από τη Γήινη, το ολικό περιεχόμενο άζωτο είναι περίπου τέσσερις φορές περισσότερο από της Γης, παρόλο που το Γήινο άζωτο είναι το 78% της ατμόσφαιρας.
Η ατμόσφαιρα περιέχει ένα φάσμα από ενδιαφέρουσες ενώσεις σε μικροποσότητες, με συμπεριλαμβανόμενες ορισμένες ενώσεις του υδρογόνου, όπως υδροχλώριο (HCl) και υδροφθόριο (HF). Υπάρχουν επίσης μονοξείδιο του άνθρακα, υδρατμοί και ατομικό οξυγόνο . Το υδρογόνο στην ατμόσφαιρα της Αφροδίτης είναι σχετικά περιορισμένο. Εκτιμάται ότι μεγάλες ποσότητες από το υδρογόνο του πλανήτη έχουν χαθεί στο διάστημα, και το υπόλοιπο βρίσκεται κυρίως δεσμευμένο ως θειικό οξύ και υδρόθειο (H₂S). Η εν λόγω απώλεια υδρογόνου αποδεικνύεται από τον πολύ υψηλό λόγο D–H που μετρήθηκε. Η αναλογία είναι περίπου 0,015–0,025, δηλαδή 100-150 φορές υψηλότερη από την επίγεια του 1,6 × 10⁻⁴
. Σύμφωνα με ορισμένες μετρήσεις, στην ανώτερη ατμόσφαιρα της Αφροδίτης ο λόγος D/H είναι 1,5 φορές υψηλότερος από ό, τι στη μαζική ατμόσφαιρα.

Κυκλοφορία

Η κυκλοφορία στην τροπόσφαιρα της Αφροδίτης ακολουθεί την λεγόμενη κυκλοστροφική ροή. Οι ταχύτητες ανέμου καθορίζονται κατά προσέγγιση από τις κλίσεις των πιέσεων και τις φυγόκεντρες δυνάμεις σε σχεδόν ιδανική ζωνική ροή. Αντίθετα, η κυκλοφορία στην ατμόσφαιρα της Γης διέπεται από γεωστροφική ισορροπία. Οι ταχύτητες ανέμου μετρούνται άμεσα μόνο για την ανώτερη τροπόσφαιρα (τροπόπαυση), σε υψόμετρα 60-70 χλμ., που αντιστοιχούν στο ανώτερο υπόστρωμα του σύννεφου. Η κίνηση της νέφωσης παρατηρείται συνήθως στο υπεριώδες μέρος του φάσματος, όπου η αντίθεση ανάμεσα στα σύννεφα είναι μέγιστη. Η γραμμική ταχύτητα του ανέμου σε αυτό το επίπεδο είναι περίπου 100 ± 10 m/s σε γεωγραφικό πλάτος μικρότερο από 50°. Είναι ανάδρομοι, δηλαδή κινούνται σε αντίθετη κατεύθυνση από την τροχιά περιστροφής του πλανήτη. Οι άνεμοι μειώνονται ταχέως προς τα μεγαλύτερα γεωγραφικά πλάτη, και τελικά μηδενίζονται στους πόλους. Οι ισχυρότεροι άνεμοι στο πάνω στρώμα του σύννεφου προκαλούν το φαινόμενο που ονομάζεται υπερπεριστροφή της ατμόσφαιρας. Δηλαδή, κάνουν τον γύρω ολόκληρου του πλανήτη πολύ γρηγορότερα από όσο διαρκεί μία πλήρης περιστροφή του πλανήτη γύρω από τον εαυτό του. Η υπερπεριστροφή στην Αφροδίτη είναι διαφορική, δηλαδή η ισημερινή τροπόσφαιρα υπερπεριστρέφεται βραδύτερα από ότι η τροπόσφαιρα στα μεσαία γεωγραφικά πλάτη. Και οι άνεμοι έχουν μια ισχυρή κατακόρυφη κλίση. Μειώνονται κατεβαίνοντας στην τροπόσφαιρα με ρυθμό 3 m/s ανά χλμ. Οι άνεμοι κοντά στην επιφάνεια της Αφροδίτης είναι πολύ βραδύτεροι από ότι της Γης. Πρακτικά κινούνται κατά μόνο λίγα χιλιόμετρα ανά ώρα (γενικά, λιγότερο από 2 m/s και κατά μέσο όρο 0.3 - 1.0 m/s), αλλά λόγω της υψηλής πυκνότητας της ατμόσφαιρας στην επιφάνεια, αυτό εξακολουθεί να είναι αρκετό για να μεταφέρουν σκόνες και μικρές πέτρες σε όλη την επιφάνεια, όπως ένα αργό ρεύμα νερού.
Όλοι οι άνεμοι στην Αφροδίτη τελικά κινούνται από μεταγωγή. Ο θερμός αέρας ανυψώνεται στη ζώνη του ισημερινού, όπου συγκεντρώνεται η ηλιακή θέρμανση, και ρέει προς τους πόλους. Αυτή η σχεδόν ολοπλανήτια στροφή της τροπόσφαιρας ονομάζεται Κυκλοφορία Χάντλεϊ. Ωστόσο, οι μεσημβρινές μετατοπίσεις αέρα είναι πολύ βραδύτερες από ότι οι ζωνικοί ανέμοι. Τα πολικά άκρα του κυττάρου Χάντλει στην Αφροδίτη βρίσκονται κοντά στα ±60° γεωγραφικά πλάτη. Εκεί ο αέρας αρχίζει να κατεβαίνει και επιστρέφει στον ισημερινό κινούμενος υπό των σύννεφων. Η θεωρία αυτή υποστηρίζεται από την κατανομή του μονοξειδίου του άνθρακα, που είναι συγκεντρωμένο στην ίδια περιοχή με: ±60° γεωγραφικά πλάτη. Στα πολικά άκρα του κύτταρου Χάντλει παρατηρείται ένα διαφορετικό μοτίβο  κυκλοφορίας. Στα γεωγραφικό πλάτη 60°-70° υπάρχουν πολικοί δακτύλιοι, που χαρακτηρίζονται από θερμοκρασίες 30-40 K χαμηλότερες από της ανώτερης τροπόσφαιρας στα κοντινά γεωγραφικά πλάτη. Η χαμηλότερη θερμοκρασία είναι πιθανόν να οφείλεται στην ανάκαμψη του περιεχόμενου αέρα και την προκύπτουσα αδιαβατική ψύξη. Η θεωρία αυτή υποστηρίζεται από τα πυκνότερα και υψηλότερα σύννεφα στους δακτύλιους. Στους δακτύλιους τα σύννεφα βρίσκονται σε υψόμετρα 70-72 χλμ. —περίπου 5 χλμ. υψηλότερα από ότι στους πόλους και στα μικρά γεωγραφικά πλάτη. Ίσως υπάρχει συσχέτιση ανάμεσα στους κρύους δακτύλιους και τα υπερταχέως αεριωθούμενα μέσα πλάτη όπου οι άνεμοι κινούνται με ταχύτητες έως 140 m/s. Οι αεριοωθήσεις είναι μια φυσική συνέπεια της κυκλοφορίας Χάντλει και θα βρίσκονται στην Αφροδίτη σε γεωγραφικά πλάτη 55-60°.
Στους κρύους πολικούς δακτύλιους βρίσκονται οι περίεργες δομές που ονομάζονται "πολικές δίνες". Είναι τεράστιες θύελλες τύπου τυφώνα τέσσερις φορές μεγαλύτερες από τις επίγειες ανάλογές τους. Κάθε στρόβιλος έχει δύο "οφθαλμούς"—τα κέντρα περιστροφής, που συνδέονται με ξεχωριστές δομές σύννεφων σχήματος S. Αυτές οι δομές με δύο οφθαλμούς ονομάζονται πολικά δίπολα. Οι δίνες στοβιλίζονται με περίοδο περίπου 3 ημερών στην κατεύθυνση της γενικής υπερπεριστροφής της ατμόσφαιρας. Οι γραμμικές ταχύτητες των ανέμων είναι 35-50 m/s κοντά στα εξωτερικά άκρα τους και μηδενικές στους πόλους. Η θερμοκρασία στις κορυφές της νέφωσης σε κάθε πολική δίνη είναι πολύ υψηλότερη από ό, τι στους κοντινούς πολικούς δακτύλιους φτάνοντας εώς και τους 250 K (-23 °C). Η κοινή σύμβαση για τις πολικές δίνες είναι ότι πρόκειται για αντικυκλώνες με κατωφέρεια στο κέντρο και ανάκαμψη στους κρύους πολικούς δακτύλιους. Αυτός ο τύπος κυκλοφορίας μοιάζει με τη χειμερινή πολική αντικυκλωνική δίνη στη Γη, ιδιαίτερα αυτή που βρίσκεται πάνω από την Ανταρκτική. Οι παρατηρήσεις στα διάφορα υπέρυθρα ατμοσφαιρικά παράθυρα δείχνουν ότι η αντικυκλωνική κυκλοφορία που παρατηρείται κοντά στους πόλους διεισδύει σε υψομετρικό βάθος έως και 50 χλμ., δηλαδή στην βάση των νεφών. Η πολική άνω τροπόσφαιρα και μεσόσφαιρα είναι εξαιρετικά δυναμικές, μεγάλα φωτεινά σύννεφα ίσως εμφανιστούν και εξαφανιστούν σε διάστημα λίγων ωρών. Την 9-13 Ιανουαρίου 2007 παρατηρήθηκε ένα τέτοιο φαινόμενο από το Αφροδίτη Εξπρές, όταν η νότια πολική περιοχή έγινε φωτεινότερη κατά 30%. Το φαινόμενο πιθανότατα προκλήθηκε από έγχυση διοξειδίου του θείου στη μεσόσφαιρα, που στη συνέχεια συμπυκνώθηκε σχηματίζοντας μια φωτεινή ομίχλη. Οι δύο οφθαλμοί στις δίνες δεν έχουν εξηγηθεί ακόμη.
Η πρώτη δίνη που ανακαλύφθηκε στην Αφροδίτη ήταν η βόρεια από την αποστολή Πάιονηρ Αφροδίτη το 1978. Η δεύτερη μεγάλη "δύο οφθαλμών" δίνη στο νότιο πόλο της Αφροδίτης ανακαλύφθηκε το καλοκαίρι του 2006 από το Αφροδίτη Εξπρές, και ήταν αναμενόμενη.
Εικόνες από το τροχιακό όχημα Ακατσούκι έδειξαν κάτι παρόμοιο με αεροχείμαρρους στις χαμηλές και μέσες περιοχές του σύννεφου, σε υψόμετρα 45 - 60 χλμ.. Η ταχύτητες των ανέμων είναι μέγιστες κοντά στον ισημερινό. Τον Σεπτέμβριο 2017 οι επιστήμονες του JAXA ονόμασαν αυτό το φαινόμενο "Ισημερινές αεριοωθήσεις της Αφροδίτης".

Ανώτερη ατμόσφαιρα και ιονόσφαιρα

Η μεσόσφαιρα της Αφροδίτης εκτείνεται στα υψόμετρα 65 -120 χλμ., και η θερμόσφαιρα αρχίζει στα 120 χλμ και καταλήγει στο ανώτατο όριο της ατμόσφαιρας (εξώσφαιρας) στα 220 - 350 χλμ. Η εξώσφαιρα είναι το υψόμετρο στο οποίο η ατμόσφαιρα είναι ελεύθερη συγκρούσεων.
Η μεσόσφαιρα της Αφροδίτης διακρίνεται σε δύο στρώματα: το κάτω στα 62-73 χλμ και το άνω στα 73-95 χλμ. Στην κάτω μεσόσφαιρα η θερμοκρασία είναι σχεδόν σταθερή στους 230 K (-43 °C). Αυτό το στρώμα συμπίπτει με το ανώτερο υπόστρωμα της νέφωσης. Στην άνω μεσόσφαιρα η θερμοκρασία αρχίζει να μειώνεται και πέφτει στους 165 K (-108 °C) σε υψόμετρο 95 χλμ., όπου αρχίζει η μεσόπαυση. Είναι η πιο κρύα περιοχή της ατμόσφαιρας στην φωτισμένη από τον ήλιο (ημερινή) πλευρά της Αφροδίτης. Στην ημερινή μεσόπαυση, που χωρίζει τη μεσόσφαιρα από τη θερμόσφαιρα και βρίσκεται στα 95-120 χλμ., η θερμοκρασία αυξάνεται προς σταθερή—περίπου 300-400 K (27-127 °C)—τιμή που επικρατεί στην θερμόσφαιρα. Αντίθετα, στη σκοτεινή πλευρά της Αφροδίτης (νυχτερινή) η θερμόσφαιρα είναι η ψυχρότερη περιοχή του πλανήτη με θερμοκρασία που πέφτει στους 100 K (-173 °C). Ονομάζεται και κρυόσφαιρα.
Τα μοτίβα κυκλοφορίας στην άνω μεσόσφαιρα και τη θερμόσφαιρα της Αφροδίτης διαφέρουν εντελώς από αυτά της κάτω ατμόσφαιρας. Στα υψόμετρα 90-150 χλμ. ο αέρας κινείται από την ημερινή προς τη νυχτερινή πλευρά του πλανήτη, με ανάκαμψη πάνω από το ηλιόλουστο ημισφαίριο και κατωφέρεια πάνω από το σκοτεινό ημισφαίριο. Η κατωφέρεια πάνω από τη νυχτερινή πλευρά προκαλεί αδιαβατική θέρμανση του αέρα, που σχηματίζει ένα ζεστό στρώμα στη νυχτερινή μεσόσφαιρα στα υψόμετρα 90-120 χλμ. Η θερμοκρασία αυτού του στρώματος—230 K (-43 °C) είναι πολύ υψηλότερη από την συνήθη θερμοκρασία στη νυχτερινή θερμόσφαιρα—100 K (-173 °C). Ο αέρας που κυκλοφορείται από την ημερινή πλευρά μεταφέρει οξυγονοάτομα, τα οποία κατόπιν ανασυνδυασμού σχηματίζουν διεγερμένα μόρια οξυγόνου σε μακρόβια μονήρη κατάσταση (¹Δg), τα οποία στη συνέχεια αποδieγείρονται με εκπομπή υπέρυθρης ακτινοβολίας σε μήκος κύματος 1,27 µm. Αυτή η ακτινοβολία από τα υψόμετρα 90-100 χλμ. παρατηρείται συχνά από διαστημόπλοια και επίγεια. Η νυχτερινή άνω μεσόσφαιρα και η θερμόσφαιρα της Αφροδίτης είναι, επίσης, οι πηγές των εκπομπών από τη μη-τοπική θερμοδυναμική ισορροπία των μορίων CO₂ και νιτρικού οξειδίου, που ευθύνονται για τη χαμηλή θερμοκρασία στη νυχτερινή θερμόσφαιρα.
Το όχημα Αφροδίτη Eξπρές έχει δείξει μέσα από την αστρική επιπρόσθηση ότι η ατμοσφαιρική ομίχλη εκτείνεται πολύ μακρύτερα στη νυχτερινή πλευρά από ότι στην ημερινή. Στην ημερινή πλευρά το υπόστρωμα του σύννεφου έχει πάχος 20 χλμ. και εκτείνεται έως τα 65 χλμ., ενώ στη νυχτερινή πλευρά βρίσκεται στη μορφή παχιάς ομίχλης και φτάνει ως τα 90 χλμ—ψηλά στη μεσόσφαιρα, συνεχίζοντας ακόμη ψηλότερα στα 105 χλμ. ως πιο διάφανη ομίχλη. Το 2011, το διαστημικό όχημα ανακάλυψε ότι η Αφροδίτη έχει ένα λεπτό στρώμα όζοντος σε υψόμετρο 100χλμ.
Η Aφροδίτη έχει μια εκτεταμένη ιονόσφαιρα στα υψόμετρα 120-300 χλμ. Η ιονόσφαιρα σχεδόν συμπίπτει με την θερμόσφαιρα. Τα υψηλά επίπεδα ιονισμού διατηρούνται μόνο στην ημερινή πλευρά του πλανήτη. Πάνω από τη νυχτερινή πλευρά η συγκέντρωση των ηλεκτρονίων είναι σχεδόν μηδενική. Η ιονόσφαιρα της Αφροδίτης διακρίνεται σε τρία στρώματα: α1 στα 120 - 130 χλμ., α2 στα 140 - 160 χλμ. και α3 στα 200 - 250 χλμ. Μπορεί να υπάρχει ένα επιπλέον στρώμα κοντά στα 180 χλμ. Η μέγιστη πυκνότητα ηλεκτρονίων (αριθμός των ηλεκτρονίων σε μια μονάδα όγκου) ίση με 3 × 10¹¹
 m⁻³ βρίσκεται στο στρώμα α2 κοντά στο υποηλιακό σημείο. Το ανώτατο όριο της ιονόσφαιρας—η ιονόπαυση βρίσκεται στα υψόμετρο 220-375 χλμ. και χωρίζει το πλάσμα πλανητικής προέλευσης από την προκληθείσα μαγνητόσφαιρα. Τα κύρια είδη ιόντων στα στρώματα α1 και α2 είναι O₂⁺ ιόντα, ενώ το στρώμα α3 αποτελείται κύρια από O⁺ ιόντα. Το ιονοσφαιρικό πλάσμα φαίνεται πως βρίσκεται σε κίνηση· ο ιονισμός από την ηλιακή ακτινοβολία στην ημερινή πλευρά, και ο επανασυνδυασμός των ιόντων στη νυχτερινή πλευρά, είναι οι κύριες διαδικασίες που ευθύνονται για την επιτάχυνση του πλάσματος στις παρατηρούμενες ταχύτητες. Η ροή του πλάσματος φαίνεται πως επαρκεί για τη διατήρηση της νυχτερινής ιονόσφαιρας στο παρατηρούμενο μέσο επίπεδο πυκνότητας ιόντων.

Επαγόμενη μαγνητόσφαιρα

Η Αφροδίτη είναι γνωστό ότι δεν έχει μαγνητικό πεδίο. Ο λόγος για την απουσία του δεν είναι καθόλου σαφής, αλλά μπορεί να σχετίζεται με τη μειωμένη ένταση της συναγωγής στον μανδύα της Αφροδίτης. Η Αφροδίτη έχει μία επαγόμενη μαγνητόσφαιρα που σχηματίζεται από μεταφορά του Ηλιακού μαγνητικού πεδίου με τον ηλιακό άνεμο. Η διαδικασία μπορεί να περιγραφεί ως γραμμές πεδίου που τυλίγονται γύρω από ένα εμπόδιο—εδώ η Αφροδίτη. Η επαγόμενη μαγνητόσφαιρα της Αφροδίτης περιλαμβάνει ένα τοξοειδές κρουστικό κύμα, μαγνητοθήκη, μαγνητόπαυση και μαγνητοουρά με το φύλλο ρεύματος.
Στο υποπολικό σημείο το τοξοειδές κρουστικό κύμα βρίσκεται στα 1900 χλμ (0,3 RΑ, όπου RΑ είναι η ακτίνα της Αφροδίτης) από την επιφάνεια του πλανήτη. Η απόσταση μετρήθηκε το 2007 κατά τη διάρκεια της ελάχιστης ηλιακής δραστηριότητας. Περί την μέγιστη ηλιακή δραστηριότητα μπορεί να φτάνει αρκετά μακρύτερα από τον πλανήτη. Η μαγνητόπαυση βρίσκεται σε υψόμετρο 300 χλμ. Το ανώτερο όριο της ιονόσφαιρας (ιονόπαυση) βρίσκεται περί τα 250 χλμ. Ανάμεσα στη μαγνητόπαυση και την ιονόπαυση υπάρχει ένα μαγνητικό φράγμα—μια τοπική αύξηση του μαγνητικού πεδίου, που παρεμποδίζει το ηλιακό πλάσμα από το να εισχωρήσει βαθύτερα στην ατμόσφαιρα της Αφροδίτης, τουλάχιστο κοντά στην ελάχιστη ηλιακή δραστηριότητα. Η ένταση του μαγνητικού πεδίου του φράγματος φτάνει μέχρι και τα 40 nT. Η μαγνητοουρά συνεχίζεται σε απόσταση έως και δεκαπλάσια της ακτίνας του πλανήτη. Πρόκειται για το πιο ενεργό μέρος της μαγνητόσφαιρας όπου παρουσιάζονται φαινόμενα επανασυνδυασμού και επιτάχυνσης σωματιδίων. Οι ενέργειες των ηλεκτρονίων και των ιόντων στη μαγνητοουρά είναι περίπου 100 eV και 1000 eV αντίστοιχα.
Λόγω της έλλειψης εγγενούς μαγνητικού πεδίου στην Αφροδίτη, ο ηλιακός άνεμος διεισδύει σχετικά βαθιά μέσα στην πλανητική εξώσφαιρα και προκαλεί σημαντική απώλεια ατμόσφαιρας, που πραγματοποιείται κύρια μέσω της μαγνητοουράς. Επί του παρόντος οι κύριοι τύποι ιόντων τύποι που χάνονται είναι O⁺, H⁺ και⁺. Η αναλογία των απωλειών υδρογόνου προς τις απώλειες οξυγόνου είναι γύρω στο 2 (δηλαδή σχεδόν στοιχειομετρική) που ισοδυναμεί με απώλεια νερού σε διαρκή εξέλιξη.

Αστραπές

Τα σύννεφα της Αφροδίτης ίσως μπορούν να παράγουν αστραπές, και τα Σοβιετικά τροχιακά οχήματα Βενέρα 9 και 10 συνέλεξαν οπτικά και ηλεκτρομαγνητικά στοιχεία αστραπών . Το 2007 το Αφροδίτη Εξπρές της Ευρωπαϊκής Υπηρεσίας Διαστήματος εντόπισε κύματα γουίστλερ που αποδόθηκαν σε αστραπές. Η διαλείπουσα μορφή τους φαίνεται να συσχετίζεται με τις καιρικές συνθήκες, και ο ρυθμός εμφάνισης αστραπών είναι τουλάχιστον μισός από της Γης.
Ο μηχανισμός που παράγει τις αστραπές στην Αφροδίτη παραμένει άγνωστος. Ενώ το σύννεφο από σταγονίδια θειικού οξέος μπορεί να φορτιστεί, η ατμόσφαιρα ίσως είναι πολύ αγώγιμη ηλεκτρικά οπότε η διατήρηση του φορτίου δυσχεραίνεται και εμποδίζεται η αστραπή. Οι έρευνες για τις αστραπές βρίσκονται σε εξέλιξη, όπως και για τις ηφαιστειακές αστραπές και τα sprite.
Καθ ' όλη τη δεκαετία του 1980, υπήρχε η εντύπωση ότι οι λάμψεις στη νυχτερινή πλευρά ("κάτωχρη λάμψη") της Αφροδίτης οφείλονται σε αστραπές.