Venus' atmosfære

Sammensetning

Venus' atmosfære består stort sett av karbondioksid med en liten mengde nitrogen og noen andre sporstoffer. Mengden nitrogen er relativt liten sammenlignet med mengden karbondioksid, men siden atmosfæren er så mye tykkere enn jordens er det totale nitrogeninnholdet drøyt fire ganger større enn på jorden, selv om jordens nitrogen utgjør opp mot 78 % av atmosfæren.
Atmosfæren inneholder en rekke interessante stoffer i små mengder. Dette inkluderer stoffer som er basert på hydrogen som blant annet hydrogenklorid (HCl) og hydrogenfluorid (HF). Der finnes også karbonmonoksid, vanndamp og molekylært oksygen. Hydrogen er relativt en mangelvare i atmosfæren på Venus. En stor mengde av planetens hydrogen antas å ha forsvunnet ut i verdensrommet mens det resterende stort sett er bundet opp i svovelsyre (H₂SO₄) og hydrogensulfid (H₂S). Mangelen på betydelige mengder hydrogen er påvist av D/H-forholdet målt i atmosfæren. Forholdet er ca 0,0025, og er mye høyere enn de terrestriske verdiene på 1,6×10⁻⁴. I tillegg er D/H-forholdet i den øvre delen av atmosfæren 1,5 ganger høyere enn i hoveddelen av atmosfæren.

Sirkulasjon

Sirkulasjonen i troposfæren følger den syklostrofiske tilnærmingen. Vindhastighetene er grovt bestemt av balansen av trykkgradienten og sentrifugalkraften i nesten rene sonale strømmer. I motsetning er sirkulasjonen i jordens atmosfære styrt av den geostrofiske balansen. Vindhastighetene på Venus kan kun måles direkte i den øvre troposfæren (tropopausen), fra 60–70 km høyde, som tilsvarer det øvre skylaget. Skyenes bevegelser er vanligvis observert i den ultrafiolette delen av spekteret hvor kontrasten mellom skyene er den høyeste.
Den lineære vindhastigheten på dette nivået er omtrent 100 ± 10 m/s ved lavere enn 50° breddegrad. De er retrograde i den forstand at de blåser i retning av den retrograde rotasjonen av planeten. Mot høyere breddegrader avtar vindene raskt før de når null ved polene. Slike sterke vinder i skytoppene forårsaker et fenomen kjent som superrotasjon av atmosfæren, med andre ord, disse høyhastighetsvindene sirkler rundt hele planeten raskere enn selve planeten roterer.
Denne superrotasjonen er differensial, noe som betyr at den ekvatoriale troposfæren superroterer saktere enn troposfæren ved midlere breddegrader. Vinden har også en sterk vertikal gradient. De avtar dypt inne i troposfæren med en hastighet på 3 m/s per km. Vindene nær overflaten går mye tregere enn på jorden. De beveger seg bare med noen få kilometer per time (vanligvis mindre enn 2 m/s og med et gjennomsnitt på 0,3–1,0 m/s), men på grunn av atmosfærens høye tetthet ved overflaten er dette tilstrekkelig til å transportere støv og små steiner over overflaten, omtrent som en saktegående strøm av vann.
Alle vinder på Venus er til syvende og sist drevet av konveksjon. Varm luft stiger i ekvatorsonen hvor solvarmen er konsentrert, og strømmer til polene. En slik tilnærmet global omveltning av troposfæren kalles Hadley-sirkulasjon. Den meridionale luftbevegelsen er imidlertid mye tregere enn den sonale vinden. Hadleycellens grense mot polene går nær ±60° breddegrader, hvor luften begynner å stige og returnere til ekvator under skyene. Denne tolkningen støttes av fordelingen av karbonmonoksid, som også er konsentrert i nærheten av ±60° breddegrader.
På polsiden av Hadley-cellene er et annet mønster av sirkulasjon observert. I breddegradene 60°–70° eksisterer det kalde polare krager som karakteriseres ved temperaturer rundt 30–40 K lavere enn i den øvre troposfæren i nærliggende breddegrader. Den lavere temperaturen er trolig forårsaket av oppstrømning av luften i dem og den påfølgende adiabatiske avkjølingen. En slik tolkning støttes av tettere og høyere skyer i kragene. Skyene ligger i 70–72 km høyde i kragene – 5 km høyere enn ved polene og ved lavere breddegrader. En sammenheng kan eksistere mellom de kalde kragene og høyhastighetsstrømmer ved midlere breddegrader hvor vindene blåser så raskt som 140 m/s. Slike strømmer er en naturlig konsekvens av Hadley-sirkulasjonen og bør eksistere på Venus mellom 55–60° breddegrad.
Polarvirvler innenfor de kalde polarkragene er gigantiske orkanlignende stormer, fire ganger større enn deres jordiske paralleller. Hver virvel har to «øyne» – sentrene av rotasjonen som er forbundet med distinkte S-formede skystrukturer. Slike dobbeltøyde strukturer kalles også polare dipoler. Virvlene roterer med en periode på ca. tre dager i retning av den generelle superrotasjon for atmosfæren. De lineære vindhastighetene er 35–50 m/s nær ytterkantene og null ved polene. Temperaturen i skytoppene i de polare virvlene er mye høyere enn i de nærliggende polare kragene og når 250 K (−23 °C).
Polarvirvlene tolkes konvensjonelt som antisykloner med nedstrømning i sentrum og oppstrømning i de kalde polarkragene. Denne typen sirkulasjon ligner de polare antisyklone virvelbevegelsene på jorden, spesielt den ene funnet over Antarktika. Observasjoner i de ulike infrarøde atmosfæriske vinduene indikerer at den antisyklone sirkulasjonen nær polene kan trenge så dypt ned som til 50 km høyde, det vil si ned til bunnen av skyene.
Den polare, øvre troposfæren og mesosfæren er ekstremt dynamiske; store, lyse skyer kan komme og forsvinne i løpet av noen få timer. En slik hendelse ble observert av Venus Express mellom 9. og 13. januar 2008 da den sørlige polare regionen ble 30 % lysere. Denne hendelsen ble trolig forårsaket av en injeksjon av svoveldioksid i mesosfæren, som deretter kondenserte og dannet en lys dis. De to øynene i virvlene har enda tilgode å bli forklart.
Den første virvelen på Venus ble oppdaget på nordpolen av Pioneer Venus-prosjektet i 1978. Den andre store «dobbeltøyde» polarvirvelen ved sørpolen ble oppdaget sommeren 2006 av Venus Express, uten å gi nye overraskelser.

Øvre atmosfære og ionosfære

Mesosfæren strekker seg fra 65 km til 120 km i høyde, og termosfæren begynner rundt 120 km og når den øvre grensen av atmosfæren (eksosfæren) i en høyde rundt 220–350 km. Eksosfæren er høyden hvor tverrsnittet mellom partiklene i atmosfæren blir så lav at kollisjoner mellom partikler ikke har noen spesiell betydning for systemet.
Mesosfæren kan deles inn i en nedre del mellom 62–73 km og en øvre del mellom 73–95 km. I det første laget er temperaturen nesten konstant på 230–K (−43 °C) og dette laget sammenfaller med det øvre skydekket. I det andre laget begynner temperaturen å avta igjen og når ca 165 K (−108 °C) i en høyde på 95 km hvor mesopausen begynner. Det er den kaldeste delen av atmosfærens dagside. I dagsiden av mesopausen, som fungerer som en grense mellom mesosfæren og termosfæren og ligger mellom 95–120 km, stiger temperaturen opp til en konstant verdi – rundt 300–400 K (27–127 °C) – som brer seg inn i termosfæren. I kontrast er termosfærens nattside det kaldeste stedet på Venus med temperaturer så lave som 100 K (−173 °C). Den blir også kalt en kryosfære.
Sirkulasjonsmønstrene i den øvre mesosfæren og termosfæren er helt forskjellige fra dem i den nedre atmosfæren. Ved høyder fra 90–150 km beveger luften seg fra dagsiden til nattsiden av planeten med oppstrømning over den solbelyste halvkulen og nedstrømning over den mørke halvkulen. Nedstrømning over nattsiden forårsaker adiabatisk oppvarming av luften som danner et varmt lag i en høyde på 90–120 km i mesosfæren på nattsiden. Temperaturen i dette laget – 230 K (−43 °C) er langt høyere enn den typiske temperaturen funnet i nattsiden av temosfæren – 100 K (−173 °C).
Luften som sirkuleres fra dagsiden bærer også oksygenatomer, som etter en rekombinasjon danner eksiterte molekyler av oksygen i den langlevde singlet-tilstanden (¹Δg), som så avtar og sender ut infrarød stråling på bølgelengde 1,27 μm. Denne strålingen i området 90–100 km over overflaten er ofte observert fra bakken og romfartøyer. Nattsiden av den øvre mesosfæren og termosfæren er også kilden til non-LTE (non-local thermodynamic equilibrium) utslipp av CO₂ og NO-molekyler som er ansvarlig for den lave temperaturen på nattsiden i termosfæren.
Venus Express-sonden har gjennom stjerneokkultasjon vist at det atmosfæriske diset strekker mye lengre opp på nattsiden enn på dagsiden. På dagsiden har skydekket en tykkelse på 20 km og strekker seg opp til ca. 65 km, mens på nattsiden når skydekket i en form av en tykk dis opp til 90 km – godt inn i mesosfæren, og fortsetter til 105 km som en gjennomsiktig dis.
Venus har en utvidet ionosfære som ligger i høyder på 120–300 km, og som nesten sammenfaller med termosfæren. Det høye nivået av ionisering blir opprettholdt kun over planetens dagside. Over nattsiden er konsentrasjonen av elektroner nesten null. Ionosfæren består av tre lag: v1 mellom 120–130 km, v2 mellom 140–160 km og v3 mellom 200–250 km. Der kan være et ekstra lag nær 180 km. Den maksimale tettheten i elektronvolumet (antall elektroner i én enhet av volum) 3×10¹¹ m⁻³ blir nådd i v2-laget, nær det subsolare punktet.
Den øvre grensen for ionosfæren – ionopausen ligger i høyden 220–375 km og skiller plasmaen fra den planetariske opprinnelsen fra den induserte magnetosfæren. De viktigste ioniske artene i v1 og v2-lagene er O₂⁺-ioner, mens v3 består av O⁺-ioner. Den ionosfæriske plasmaen er observert å være i bevegelse; solar fotoionisering på dagsiden og rekombinasjon av ioner på nattsiden er prosessene som i hovedsak gjør at plasmaen akselererer til de observerte hastighetene. Plasmastrømmene synes å være tilstrekkelig til å opprettholde ionosfæren på nattsiden ved eller nær den observerte medianverdien for ionetettheter.

Indusert magnetosfære

Venus mangler et iboende magnetfelt. Dette er sannsynligvis relatert til planetens langsomme rotasjon eller mangel på konveksjon i mantelen. Venus har bare en indusert magnetosfære dannet av solens magnetfelt, brakt dit av solvinden. Denne prosessen kan forstås som feltlinjer innpakket rundt en hindring – Venus i dette tilfellet. Den induserte magnetosfæren til Venus har et buesjokk, magnetosheath, magnetopause og magnetohale med strømningssjiktet.
Ved det subsolare punktet står buesjokket 1900 km (0,3 Rᵥ, hvor Rᵥ er Venus' radius) over overflaten. Denne avstanden ble målt i 2007 nær solaktivitetens minimum. Nær solaktivitetens maksimum kan den være flere ganger lengre unna planeten. Magnetopausen ligger i en høyde av 300 km, og den øvre grensen for ionosfæren (ionopausen) er nær 250 km. Mellom magnetopausen og ionopausen finnes det en magnetisk barriere – en lokal forsterkning av magnetfeltet som forhindrer solplasma å trenge dypere inn i atmosfæren, i det minste nær solaktivitetens minimum. Magnetfeltet i barrieren når opp til 40 nT. Magnetohalen fortsetter opp til ti radier fra planeten. Den er det mest aktive delen av magnetosfæren og der finnes hendelser av gjenforbindelser og partikkelakselerasjon. Energien til elektronene og ionene i magnethohalen er henholdsvis rundt 100 ev og 1 000 ev.
På grunn av mangelen på det indre magnetiske feltet på Venus penetrerer solvinden relativt dypt inn i planetens eksosfære og forårsaker betydelige tap av atmosfære. Tapet skjer hovedsakelig via magnetohalen og hovedsakelig er det ionetypene  O⁺, H⁺ og He⁺ som går tapt. Forholdet mellom tapet av hydrogen og oksygen er rundt 2 (det vil si nesten støkiometrisk) og indikerer det pågående tapet av vann.

Muligheter for liv

På grunn av de tøffe overflateforholdene er lite av planeten utforsket. Det at livet slik vi kjenner det i dag ikke nødvendigvis er det samme i andre deler av universet kombinert med at omfanget av liv på jorden ikke er fullt ut kjent, gjør det mulig at andre former for liv kan eksistere. Ekstremofiler lever på jorden i ekstreme habitater. Termofiler og hypertermofiler trives ved temperaturer over kokepunktet for vann, acidofile trives med et pH-nivå på 3 eller lavere, polyekstremofile kan overleve en rekke varierte ekstreme forhold og en rekke andre ekstremofiler eksisterer på jorden.
Liv kan også eksistere utenfor det ekstremofile området i skytoppene. Liksom bakterier lever og reproduserer seg i skyer på jorden, er det blitt foreslått at liv kan eksistere i de samme områdene på Venus. Mikrober i den tykke, skyete atmosfæren kan være beskyttet fra solstråling av svovelforbindelser i luften.
Atmosfæren er tilstrekkelig ute av likevekt til å kreve ytterligere undersøkelser. Analyser av data fra Venera, Pioneer og Magellan viste hydrogensulfid (H₂S) og svoveldioksid (SO₂) sammen i den øvre atmosfæren, samt karbonylsulfid (OCS). De første to gassene reagerer med hverandre, og antyder at noe produserer dem. I tillegg er karbonylsulfid eksepsjonelt vanskelig å produsere gjennom uorganiske midler. En av de tidlige Venera-sondene oppdaget store mengder klor like under skydekket på Venus.
Det er blitt foreslått at mikrober på dette nivået kan suge opp ultrafiolett lys fra solen som en kilde til energi, som kan være en mulig forklaring på mørke flekker sett på ultrafiolette bilder av planeten. Store, ikke-sfæriske skypartikler har også blitt oppdaget i skydekkene. Sammensetningen til disse er fremdeles ukjent.

Evolusjon

Gjennom studier av den nåværende skystrukturen og overflatens geologi, kombinert med det faktum at solens lysstyrke har økt med 25 % de siste 2,8 milliarder årene, er det antatt at atmosfæren til Venus frem til for fire milliarder år siden var mer lik jordens atmosfære, med flytende vann på overflaten. Den løpske drivhuseffekten kan ha blitt forårsaket av fordampning av overflatevann og den påfølgende fremveksten av drivhusgasser. Venus' atmosfære har derfor fått mye oppmerksomhet fra de som studerer klimaendringer på jorden.
Det er ingen geologiske former på planeten som antyder tilstedeværelse av vann over de siste milliarder år. Men det er ingen grunn til å anta at Venus var et unntak fra de prosessene som dannet jorden og ga den sitt vann i løpet av dens tidlige historie, muligens fra de opprinnelige bergartene som dannet planeten eller senere fra kometer. Det felles syn blant forskere er at vannet kunne ha eksistert på overflaten for rundt 600 millioner år siden før det fordampet, andre forskere som David Grinspoon mener imidlertid at opptil 2 milliarder år er troverdig.

Observasjoner og målinger fra jorden

I 1761 observerte den russiske polyhistoren Mikhail Lomonosov en ring av lys rundt Venus da den passerte solen og konkluderte med at Venus har en atmosfære. I 1940 beregnet Rupert Wildt at mengden av CO₂ i atmosfæren ville heve overflatetemperaturen til over kokepunktet for vann. Dette ble bekreftet da Mariner 2 foretok radiometermålinger av temperaturen i 1962. I 1967 bekreftet Venera 4 at atmosfæren hovedsakelig bestod av karbondioksid.
Den øvre atmosfæren kan måles fra jorden når planeten krysser solen i en sjelden hendelse som kalles en Venuspassasje. Siste gang solen passerte Venus fant sted i 2004. Ved hjelp av kvantitativ astronomisk spektroskopi var vitenskapsfolk i stand til å analysere sollys som passerte gjennom atmosfæren og å avsløre kjemikalier i den. Siden teknikken med å analysere lys for å finne informasjon om en planets atmosfære først hadde gitt resultater i 2001, var dette første muligheten til å få konkluderende resultater om atmosfæren på denne måten siden observasjoner av Venuspassasjer begynte. 
Venuspassasjen var en sjelden mulighet med tanke på mangelen på informasjon om atmosfæren mellom 65 og 85 km. Passasjen i 2004 tillot astronomer å samle store mengder data, nyttige ikke bare for å bestemme sammensetningen av den øvre atmosfæren på Venus, men også i raffinering av teknikker som brukes til å søke etter ekstrasolare planeter. Atmosfæren av hovedsakelig CO₂ absorberer nær-infrarød stråling, noe som gjør den lett å observere. I løpet av passasjen i 2004 avslørte absorpsjon i atmosfæren som en funksjon av bølgelengder muligheter for gasser i den høyden. Dopplerforskyvning av gasser gjorde det også mulig å måle vindmønstre.
En Venuspassasje er en ekstremt sjelden hendelse. De tre siste passasjene fant sted 6. desember 1882, 8. juni 2004 og 6. juni 2012. Det vil gå 105 år før neste Venuspassasje.

Fremtidig utforskning

Venus Express-sonden er nå i bane rundt planeten og sonderer dypere inn i atmosfæren ved hjelp av infrarød bildespektroskopi i spektralområdet 1–5 µm. JAXAs sonde Akatsuki, som ble skutt opp i mai 2010, var ment å studere planeten i en periode på to år, deriblant atmosfærens struktur og aktivitet, men den mislyktes i å komme inn i bane rundt Venus i desember 2010. Et av dens fem kameraer, kjent som «IR2» vil være i stand til å måle planetens atmosfære under det tykke skylaget i tillegg til dens bevegelser og utslipp av sporkomponenter. Med en variert bane fra 300 til 60 000 km vil den være istand til å ta nærbilder av planeten og den kan også bekrefte tilstedeværelsen av både aktive vulkaner så vel som lyn.
Venus In-Situ Explorer, foreslått av NASAs New Frontiers-program, er en foreslått sonde som vil hjelpe til med å forstå prosessene på planeten som har ført til klimaendringer så vel som å bane vei mot et senere oppdrag med å hente tilbake prøver fra planeten.
Et annet fartøy kalt Venus Mobile Explorer har blitt foreslått av Venus Exploration Analysis Group (VEXAG) for å studere sammensetningen og isotopiske målinger av overflaten og atmosfæren i rundt 90 dager. En dato for oppskytning er enda ikke fastsatt.

Foreslåtte oppdrag

Etter at romsonder oppdaget den harde naturen på overflaten ble oppmerksomheten rettet mot andre mål, som Mars. Der har imidlertid vært en rekke nylige forslag, og mange av disse involverer den lite kjente øvre atmosfæren. Det sovjetiske Vega-programmet sendte to ballonger ned i atmosfæren i 1985, men disse var batteridrevne og varte bare i to jorddøgn før de gikk tomme for strøm. Siden da har det ikke vært noen utforskning av den øvre atmosfæren. I 2002 foreslo NASA-entreprenøren Global Aerospace en ballong som ville være i stand til å oppholde seg i den øvre atmosfæren i hundrevis av jorddager, i motsetning til to.
En solflyver har også blitt foreslått av Geoffrey A. Landis, i stedet for en ballong, og ideen har vært omtalt fra tid til annen siden tidlig på 2000-tallet. Venus har en høy albedo og reflekterer det meste av sollyset som treffer den slik at overflaten er relativ mørk. Den øvre atmosfæren på 60 km har en oppadgående solintensitet på 90 %, noe som betyr at solcellepaneler både på undersiden og oversiden av en sonde vil kunne brukes omtrent like effektivt. I tillegg vil den noe lavere tyngdekraften, det høyere lufttrykket og den langsomme rotasjonen som muliggjør evigvarende solenergi gjøre denne delen av planeten perfekt for letning. Den foreslåtte flyveren ville fungert best i en høyde hvor sollys, lufttrykk og vindstyrke vil muliggjøre det å bli værende i luften for evig, med noen dropp ned mot lavere høyder for et par timer av ganger før den returnerte til høyere høyder.
Svovelsyren i skyene truer ikke et godt skjermet fartøy i denne høyden, og «solflyveren» vil kunne måle området mellom 45 og 60 km på ubestemt tid så lenge mekaniske feil eller uforutsette problemer ikke inntreffer. Landis har også foreslått at rovere lignende Spirit og Opportunity kunne utforsket overflaten, med den forskjellen at Venus-roverne ville være «dumme» rovere som styres av radiosignaler fra datamaskiner plassert i flyveren over. Det ville imidlertid kreve at deler som motorer og transistorer kunne motstå overflateforholdene, i motsetning til svakere deler som involverer mikroelektronikk som ikke er motstandsdyktige mot varme, trykk og sure forhold.