Венера кээ бир өзгөчөлүктөрү боюнча Жерге абдан окшош. Бирок бул эки планетанын да ар биринин калыптануу жана эволюциясынын өзгөчөлүктөрүнө байланыштуу олуттуу айырмачылыктары бар жана окумуштуулар мындай өзгөчөлүктөрдү улам-улам көбүрөөк аныктап жатышат. Биз бул жерде айырмалоочу белгилеринин бирин - Венеранын магнит талаасынын өзгөчө мүнөзүн кененирээк карап чыгабыз, бирок адегенде планетанын жалпы мүнөздөмөлөрүнө жана анын эволюциясынын маселелерине таасир этүүчү кээ бир гипотезаларга кайрылабыз.
Күн системасындагы Венера
Венера - Күнгө эң жакын экинчи планета, Меркурий менен Жердин кошунасы. Биздин лампага салыштырмалуу ал дээрлик тегерек орбита боюнча (Венера орбитасынын эксцентриситети жердикинен аз) орточо 108,2 миллион км аралыкта кыймылдайт. Белгилей кетсек, эксцентриситет өзгөрүлмө чоңдук болуп саналат жана алыскы өткөндө ал планетанын Күн системасынын башка денелери менен гравитациялык өз ара аракетинен улам башкача болушу мүмкүн.
Венеранын табигый спутниктери жок. Гипотезалар бар, алар боюнча планетада бир жолу чоң спутниги болгон, ал кийинчерээк толкундун же толкундун күчү менен талкаланган.жоголду.
Кээ бир илимпоздор Венера Меркурий менен тангенстик кагылышууну башынан өткөргөн деп эсептешет, натыйжада Меркурий төмөнкү орбитага ыргытылды. Венера айлануу мүнөзүн өзгөрттү. Белгилүү болгондой, планета өтө жай (Меркурийдей эле) айланат - болжол менен 243 Жер күн мезгили менен. Мындан тышкары, анын айлануу багыты башка планеталардыкына карама-каршы келет. Ал тескери бурулуп жаткандай айланат деп айтууга болот.
Венеранын негизги физикалык өзгөчөлүктөрү
Марс, Жер жана Меркурий менен бирге Венера жер үстүндөгү планеталарга кирет, башкача айтканда, силикат курамы басымдуу болгон салыштырмалуу кичинекей аскалуу дене. Ал көлөмү (диаметри жердин 94,9%) жана массасы (жердин 81,5%) боюнча Жерге окшош. Планетанын бетиндеги качуу ылдамдыгы 10,36 км/сек (Жерде болжол менен 11,19 км/сек).
Жер үстүндөгү планеталардын ичинен эң жыш атмосферасы Венера. Жер бетиндеги басым 90 атмосферадан ашат, орточо температура 470 °C.
Венерада магнит талаасы барбы деген суроого төмөнкүдөй жооп бар: планетанын дээрлик өз талаасы жок, бирок күн шамалынын атмосфера менен өз ара аракеттешүүсүнөн улам «жалган», индукцияланган талаа пайда болот. пайда болот.
Венера геологиясы жөнүндө бир аз
Планетанын бетинин басымдуу бөлүгү базальт вулканизминин продуктуларынан түзүлөт жана лава талааларынын, стратоволкандардын, калкан вулкандардын жана башка жанар тоо структураларынын жыйындысы. Бир нече сокку кратерлери табылган, жанаалардын санын эсеп-ке алуунун негизинде Венеранын бети жарым миллиард жылдан ашык болушу мумкун эмес деген тыянакка келди. Планетада плиталардын тектоникалык белгилери жок.
Жер бетинде плиталардын тектоникасы мантиянын конвекция процесстери менен бирге жылуулук берүүнүн негизги механизми болуп саналат, бирок бул үчүн жетиштүү сандагы суу талап кылынат. Венерада суунун жетишсиздигинен плиталардын тектоникасы же алгачкы баскычта токтоп калган же такыр болгон эмес деп ойлош керек. Демек, планета ашыкча ички жылуулуктан жер кыртышынын толук бузулушу менен, жер бетине өтө ысып кеткен мантия материясын глобалдуу жеткирүү аркылуу гана кутула алат.
Мындай окуя 500 миллион жыл мурун болушу мүмкүн эле. Бул Венеранын тарыхында жалгыз эмес болушу мүмкүн.
Венеранын өзөгү жана магнит талаасы
Жерде глобалдык геомагниттик талаа ядронун өзгөчө түзүлүшү жараткан динамо эффектинин эсебинен пайда болот. Ядронун сырткы катмары эрип, конвективдик агымдардын болушу менен мүнөздөлөт, алар Жердин тез айлануусу менен бирге жетишээрлик кубаттуу магнит талаасын пайда кылат. Кошумчалай кетсек, конвекция жылытуунун негизги булагы болгон көптөгөн оор, анын ичинде радиоактивдүү элементтерди камтыган ички катуу өзөктөн активдүү жылуулуктун өтүшүнө салым кошот.
Сыягы, биздин планетанын кошунасында бул механизмдин баары суюк сырткы өзөктө конвекциянын жоктугунан иштебейт - ушундан улам Венеранын магнит талаасы жок.
Венера менен Жер эмне үчүн мынчалык айырмаланат?
Физикалык мүнөздөмөлөрү боюнча окшош эки планетанын ортосундагы олуттуу структуралык айырмачылыктын себептери азырынча толук ачыктала элек. Жакында курулган моделдин бирине ылайык, аскалуу планеталардын ички түзүлүшү массасы көбөйгөн сайын катмарланып түзүлөт жана ядронун катуу катмарлануусу конвекцияга жол бербейт. Жерде көп катмарлуу өзөк, болжолу, тарыхынын башында бир кыйла чоң объект менен кагылышуунун натыйжасында жок болгон - Theia. Мындан тышкары, Айдын пайда болушу бул кагылышуунун натыйжасы деп эсептелет. Чоң спутниктин Жердин мантиясына жана өзөгүнө толкундуу таасири да конвективдик процесстерде маанилүү роль ойной алат.
Дагы бир гипотеза Венеранын башында магнит талаасы болгон, бирок планета тектоникалык катастрофадан же жогоруда айтылган бир катар катастрофалардан улам аны жоготкон деп болжолдойт. Кошумчалай кетсек, магнит талаасынын жоктугунан көптөгөн изилдөөчүлөр Венеранын өтө жай айлануусун жана айлануу огунун аз өлчөмдөгү прецессиясын "күнөөлөшөт".
Венера атмосферасынын өзгөчөлүктөрү
Венера өтө жыш атмосферага ээ, ал негизинен азоттун, күкүрттүн диоксидинин, аргондун жана башка кээ бир газдардын бир аз аралашмасы менен көмүр кычкыл газынан турат. Мындай атмосфера планетанын бетинин кандайдыр бир жол менен муздап кетишине жол бербестен, кайра кайтарылгыс парник эффектинин булагы болуп кызмат кылат. Балким, анын ички бөлүгүнүн жогоруда сүрөттөлгөн «катастрофиялык» тектоникалык режими «таңкы жылдыздын» атмосферасынын абалына да жоопкер.
Газ конвертинин эң чоң бөлүгүВенера 50 кмдей бийиктикке созулган төмөнкү катмар – тропосфера менен курчалган. Үстүндө тропопауза, анын үстүндө мезосфера. Күкүрт кычкыл газынан жана күкүрт кислотасынын тамчыларынан турган булуттардын жогорку чеги 60–70 км бийиктикте жайгашкан.
Атмосферанын жогорку катмарында газ күндүн ультра кызгылт көк радиациясынын таасири менен күчтүү иондоштурулган. Бул сейрек кездешүүчү плазманын катмары ионосфера деп аталат. Венерада ал 120–250 км бийиктикте жайгашкан.
Индукцияланган магнитосфера
Күн шамалынын заряддуу бөлүкчөлөрү менен атмосферанын жогорку катмарынын плазмасынын өз ара аракети Венеранын магнит талаасынын бар-жоктугун аныктайт. Күн шамалы алып жүргөн магнит талаасынын күч сызыктары Венеранын ионосферасын айланып, индукцияланган (индукцияланган) магнитосфера деп аталган түзүлүштү түзөт.
Бул түзүмдүн төмөнкү элементтери бар:
- Планетанын радиусунун үчтөн бир бөлүгүндө жайгашкан жаа шок толкуну. Күн активдүүлүгүнүн туу чокусунда күн шамалы атмосферанын иондоштурулган катмарына жолуккан аймак Венеранын бетине бир топ жакыныраак.
- Магниттик катмар.
- Магнитопауза чынында магнитосферанын чек арасы, болжол менен 300 км бийиктикте жайгашкан.
- Күн шамалынын созулган магнит талаасынын сызыктары түздөп турган магнитосферанын куйругу. Венеранын магнитосфералык куйругунун узундугу бирден бир нече ондогон планеталык радиустарга чейин.
Куйрык өзгөчө активдүүлүк менен мүнөздөлөт - заряддалган бөлүкчөлөрдүн тездешине алып келген магниттик кайра кошулуу процесстери. Уюлдук аймактарда кайра кошулуунун натыйжасында магниттик байламталар пайда болушу мүмкүн,жерге окшош. Биздин планетада магнит талаасынын сызыктарынын кайра туташтырылуусу авроралардын кубулушунун негизинде жатат.
Башкача айтканда, Венеранын магнит талаасы планетанын ичегилериндеги ички процесстерден эмес, Күндүн атмосферага тийгизген таасиринен пайда болгон. Бул талаа абдан начар - анын интенсивдүүлүгү Жердин геомагниттик талаасынан орточо миң эсе начар, бирок ал атмосферанын жогорку катмарында болуп жаткан процесстерде белгилүү роль ойнойт.
Магнитосфера жана планетанын газ кабыгынын туруктуулугу
Магнитосфера планетанын бетин күн шамалынын энергетикалык заряддуу бөлүкчөлөрүнүн таасиринен коргойт. Жетиштүү кубаттуу магнитосферанын болушу Жерде жашоонун пайда болушуна жана өнүгүшүнө мүмкүндүк берген деп эсептелет. Кошумчалай кетсек, магниттик тосмо кандайдыр бир деңгээлде атмосфераны күн шамалы менен учуруп кетүүсүнө жол бербейт.
Иондоштуруучу ультрафиолет магнит талаасы тарабынан кечиктирилбеген атмосферага да кирет. Бир жагынан ушундан улам ионосфера пайда болуп, магниттик экран пайда болот. Ал эми иондоштурулган атомдор магниттик куйрукка кирип, ал жерде ылдамдатуу менен атмосферадан чыга алат. Бул кубулуш иондун качышы деп аталат. Эгерде иондор тарабынан алынган ылдамдык качуу ылдамдыгынан ашып кетсе, планета тез арада газ кабыгын жоготот. Мындай көрүнүш Марста байкалат, ал алсыз тартылуу күчү жана ошого жараша аз качуу ылдамдыгы менен мүнөздөлөт.
Күчтүү тартылуу күчү менен Венера атмосферасынын иондорун керек болсо, эффективдүү кармап турат.планетаны таштап кетүү үчүн көбүрөөк ылдамдыкты алыңыз. Венера планетасынын индукцияланган магнит талаасы иондорду бир кыйла тездетуу учун жетиштуу кучтуу эмес. Ошондуктан, бул жердеги атмосферанын жоготуусу Марстагыдай олуттуу эмес, ультра кызгылт көк нурлануунун интенсивдүүлүгү Күнгө жакын болгондуктан бир топ жогору болгонуна карабастан.
Ошентип, Венеранын индукцияланган магнит талаасы атмосферанын жогорку катмарынын күн радиациясынын ар кандай түрлөрү менен өз ара татаал аракетинин бир мисалы болуп саналат. Гравитациялык талаа менен бирге ал планетанын газдык кабыгынын туруктуулугунун фактору болуп саналат.
