Sterrekunde

Wat is die kleur van Venus as dit geen atmosfeer het nie?

Wat is die kleur van Venus as dit geen atmosfeer het nie?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Mars lyk rooierig en Mercurius lyk grys omdat hulle nie 'n dik atmosfeer het nie en ons hul "regte kleur" maklik kan sien. Hoe gaan dit met Venus? Is die oppervlak van Venus regtig geel van kleur?


Volgens die webblad van die Planetary Habitability Laboratory van die Universiteit van Puerto Rico: The Real Colors of Venus without the Clouds, het die volgende gedoen:

Ons het radartopografie en emissiwiteit gekombineer om die oppervlaktekstuur te genereer, met die veronderstelling dat 'n algemene basalt-samestelling met grys tot ligbruin kleure afhang van die yster- en swaelinhoud. In die beelde het ons ook die effek van die 'oranje lug' van Venus opgeneem, wat die oppervlak 'n donkerbruiner voorkoms gee

Soos in die onderstaande afbeelding. Volgens die model wat die wetenskaplikes gemaak het, sê hulle dit ook

Onder wit lig moet die oppervlak grys lyk en meer soos die maan lyk.

Die webwerf wys ook 'n fiktiewe kaart van Venus met 70% oppervlakwater.


Wat is die kleur van Venus as dit geen atmosfeer het nie? - Sterrekunde

Vooruitgang in die wetenskap kom deur baksteen op baksteen te plaas, nie deur die plotselinge oprigting van sprokiespaleise nie.
- J. S. Huxley

Sterrekundiges verwys na Venus as die Aarde se susterplaneet. Albei is soortgelyk in grootte, massa, digtheid en volume. Albei het ongeveer dieselfde tyd gevorm en uit dieselfde newel gekondenseer. Gedurende die afgelope paar jaar het wetenskaplikes egter gevind dat die verwantskap hier eindig. Venus verskil baie van die aarde. Dit het geen oseane nie en word omring deur 'n swaar atmosfeer wat hoofsaaklik bestaan ​​uit koolstofdioksied met feitlik geen waterdamp nie. Sy wolke bestaan ​​uit swawelsuurdruppels. Op die oppervlak is die atmosferiese druk 92 keer dié van die aarde op seevlak.

Venus is verskroei met 'n oppervlaktemperatuur van ongeveer 482 & # 176 C (900 & # 176 F). Hierdie hoë temperatuur is hoofsaaklik te wyte aan 'n weghol kweekhuiseffek wat veroorsaak word deur die swaar atmosfeer van koolstofdioksied. Sonlig gaan deur die atmosfeer om die oppervlak van die planeet te verhit. Hitte word uitgestraal, maar word vasgevang deur die digte atmosfeer en mag nie in die ruimte ontsnap nie. Dit maak Venus warmer as Mercurius.

'N Venusiese dag is 243 Aardae en is langer as die jaar van 225 dae. Vreemd genoeg draai Venus van oos na wes. Vir 'n waarnemer op Venus sou die son in die weste opgaan en in die ooste sak.

Tot onlangs het Venus se digte wolkbedekking wetenskaplikes verhinder om die geologiese aard van die oppervlak te ontdek. Die ontwikkeling van radarteleskope en radarbeeldstelsels wat om die planeet wentel, het dit moontlik gemaak om deur die wolkdek na die oppervlak hieronder te sien. Vier van die suksesvolste missies om die Venusiese oppervlak te openbaar, is die NASA se Pioneer Venus-sending (1978), die Sowjet-Unie se Venera 15- en 16-missies (1983-1984) en die NASA se Magellan-radar-karteringmissie (1990-1994). Toe hierdie ruimtetuie die planeet begin karteer, het 'n nuwe prentjie van Venus ontstaan.

Venus se oppervlak is relatief jonk geologies gesproke. Dit lyk asof dit 300 tot 500 miljoen jaar gelede heeltemal weer opgeduik het. Wetenskaplikes bespreek hoe en waarom dit plaasgevind het. Die Venusiese topografie bestaan ​​uit uitgestrekte vlaktes wat deur lawastrome bedek is en berg- of hooglandstreke wat deur geologiese aktiwiteit vervorm word. Maxwell Montes in Ishtar Terra is die hoogste piek op Venus. Die hooglande Aphrodite Terra strek byna halfpad om die ewenaar. Magellaanse beelde van hooglandstreke van meer as 2,5 kilometer is buitengewoon helder en kenmerkend van klam grond. Daar bestaan ​​egter nie vloeibare water op die oppervlak nie en kan nie die helder hooglande verantwoord nie. Een teorie suggereer dat die helder materiaal uit metaalverbindings kan bestaan. Studies het getoon dat die materiaal ysterpiriet kan wees (ook bekend as 'dwase goud'). Dit is onstabiel op die vlaktes, maar sal stabiel wees in die hooglande. Die materiaal kan ook 'n soort eksotiese materiaal wees wat dieselfde resultate sal lewer, maar teen laer konsentrasies.

Venus word geteken deur talle impakkraters wat lukraak oor die oppervlak versprei is. Klein kraters van minder as 2 kilometer (1,2 myl) bestaan ​​amper nie as gevolg van die swaar Venus-atmosfeer nie. Die uitsondering kom voor wanneer groot meteoriete net voor impak verpletter, wat kratergroepe skep. Vulkane en vulkaniese kenmerke is selfs meer. Ten minste 85% van die Venusiese oppervlak is bedek met vulkaniese rots. Hugh-lawastrome, wat honderde kilometers strek, het die laaglande oorstroom en uitgestrekte vlaktes geskep. Meer as 100 000 klein skildvulkane pryk op die oppervlak, tesame met honderde groot vulkane. Vloeie uit vulkane het lang, kronkelende kanale opgelewer wat honderde kilometers gestrek het, waarvan een byna 7000 kilometer (4.300 myl) strek.

Reuse kalderas van meer as 100 kilometer (62 myl) in deursnee word op Venus aangetref. Aardse kalderas is gewoonlik net 'n paar kilometer in deursnee. Verskeie kenmerke wat eie aan Venus is, sluit in koronae en arachnoïede. Korona's is groot sirkelvormig tot ovaal, omring met kranse en is honderde kilometers breed. Daar word vermoed dat dit die oppervlakte-uitdrukking van mantelopwelling is. Boognoïede is sirkelvormige tot langwerpige kenmerke soortgelyk aan korona's. Dit kan veroorsaak word deur gesmelte rots wat in oppervlakbreuke insypel en stelsels met uitstralende dike en breuke voortbring.

Venus-statistieke
Massa (kg)4.869e + 24
Massa (Aarde = 1).81476
Ekwatoriale radius (km)6,051.8
Ekwatoriale radius (Aarde = 1).94886
Gemiddelde digtheid (gm / cm ^ 3)5.25
Gemiddelde afstand vanaf die son (km)108,200,000
Gemiddelde afstand vanaf die son (aarde = 1)0.7233
Rotasietydperk (dae)-243.0187
Orbitale periode (dae)224.701
Gemiddelde wentelsnelheid (km / sek)35.02
Orbitale eksentrisiteit0.0068
Kantel as (grade)177.36
Orbitale neiging (grade)3.394
Ewenaar oppervlak swaartekrag (m / sek ^ 2)8.87
Ekwatoriale ontsnap snelheid (km / sek)10.36
Visuele meetkundige albedo0.65
Grootte (Vo)-4.4
Gemiddelde oppervlaktemperatuur482 & # 176C
Atmosferiese druk (bars)92
Atmosferiese samestelling

Spoorhoeveelhede van: Swaeldioksied, waterdamp,
koolstofmonoksied, argon, helium, neon,
waterstofchloried, en waterstoffluoried.

Venus met sigbare en radarverligting
Hierdie foto toon twee verskillende perspektiewe op Venus. Aan die linkerkant is 'n mosaïek van beelde wat die ruimtetuig Mariner 10 op 5 Februarie 1974 verkry het. Die beeld toon die dik wolkbedekking wat optiese waarneming van die planeet se oppervlak voorkom. Die oppervlak van Venus het verborge gebly tot 1978 toe die Pioneer Venus 1-ruimtetuig op 4 Desember om die planeet wentel. Die ruimtetuig het radar gebruik om die planeet se oppervlak in kaart te bring en 'n nuwe Venus te onthul. Later in Augustus 1990 arriveer die Magellaan-ruimtetuig by Venus en begin met sy uitgebreide planetêre karteringmissie. Hierdie missie het radarbeelde tot 300 meter per pixel in resolusie opgelewer. Die regte beeld toon 'n weergawe van Venus vanaf die Pioneer Venus- en Magellaan-radarbeelde. (Kopiereg Calvin J. Hamilton)

Die binnekant van Venus
Hierdie foto toon 'n afsny van die moontlike interne struktuur van Venus. Die beeld is gemaak van Mariner 10-beelde wat gebruik word vir die buitenste atmosferiese laag. Die oppervlak is geneem uit Magellan-radarbeelde. Die binne-eienskappe van Venus word afgelei uit metings van swaartekrag- en magneetveld deur Magellan en vorige ruimtetuie. Die kors word as adarkrooi getoon, die mantel ligter oranje-rooi en die kern geel. Meer. (Kopiereg Calvin J. Hamilton)

Mariner 10 Beeld van Venus
Hierdie pragtige beeld van Venus is 'n mosaïek van drie beelde wat die Mariner 10-ruimtetuig op 5 Februarie 1974 verkry het. Dit toon die dik wolkbedekking wat optiese waarneming van die oppervlak van Venus voorkom. Slegs deur radarkaarte word die oppervlak geopenbaar. (Kopiereg Calvin J. Hamilton)

Galileo-beeld van Venus
Op 10 Februarie 1990 het die Galileo-ruimtetuig hierdie beeld van Venus verkry. Slegs dik wolkbedekking kan gesien word. (Kopiereg Calvin J. Hamilton)

Hubble-beeld van Venus
Dit is 'n ultravioletligbeeld van die Hubble-ruimteteleskoop van die planeet Venus, geneem op 24 Januarie 1995, toe Venus op 'n afstand van 113,6 miljoen kilometer van die aarde af was. By ultraviolet golflengtes word wolkpatrone kenmerkend. In die besonder is 'n horisontale "Y" -vormige wolkfunksie sigbaar naby die ewenaar. Die poolstreke is helder, wat moontlik 'n waas van klein deeltjies oor die hoofwolke toon. Die donker streke toon die ligging van verbeterde swaeldioksied naby die wolkbome. Uit vorige missies weet sterrekundiges dat sulke kenmerke saam met die Venus se heersende winde oos na wes beweeg om binne vier dae 'n volledige stroombaan oor die planeet te maak. (Krediet: L. Esposito, Universiteit van Colorado, Boulder en NASA)

Hemisferiese uitsig op Venus
Hierdie hemisferiese siening van Venus, soos onthul deur meer as 'n dekade van radarondersoeke wat uitloop op die Magellaanse missie van 1990-1994, is gesentreer op 'n lengte-lengte van 0 grade. Die effektiewe resolusie van hierdie beeld is ongeveer 3 kilometer. Dit is verwerk om kontras te verbeter en om klein kenmerke te beklemtoon, en is gekleur om die hoogte voor te stel. (Met dank aan NASA / USGS)

Venusiese kaart
Hierdie beeld is 'n Mercator-projeksie van Venusiese topografie. Baie van die verskillende streke is gemerk. Die kaart strek van -66,5 tot 66,5 grade in breedtegraad en begin by 240 grade lengte. (Kopiereg Calvin J. Hamilton)

Venusiese topografie-kaart
Dit is nog 'n Mercator-projeksie van Venusiese topografie. Die kaart strek van -66,5 tot 66,5 grade in breedtegraad en begin by 240 grade lengte. 'N Swart en wit weergawe van hierdie prent is ook beskikbaar. (Met dank aan A.Tayfun Oner)

Gula Mons en Crater Cunitz
'N Gedeelte van Western Eistla Regio word in hierdie driedimensionele perspektief op die oppervlak van Venus vertoon. Die uitkykpunt is 1.310 kilometer (812 myl) suidwes van Gula Mons, op 'n hoogte van 0,78 kilometer (0,48 myl). Die uitsig is noordoos met Gula Mons wat op die horison verskyn. Gula Mons, 'n vulkaan van 3 kilometer (1,86 myl), is ongeveer 22 grade noord breed, 359 grade oos lengte. Die impakkrater Cunitz, vernoem na die sterrekundige en wiskundige Maria Cunitz, is sigbaar in die middel van die beeld. Die krater het 'n deursnee van 48,5 kilometer en is 215 kilometer van die kyker af. (Met dank aan NASA / JPL)

Eistla Regio - Skeurvallei
'N Gedeelte van Western Eistla Regio word in hierdie driedimensionele perspektief op die oppervlak van Venus vertoon. Die uitkykpunt is 725 kilometer suidoos van Gula Mons. 'N Skeurvallei, wat op die voorgrond getoon word, strek tot by die basis van Gula Mons, 'n vulkaan van 3 kilometer (1,86 myl). Hierdie uitsig is op die noordweste en Gula Mons verskyn regs aan die horison. Sif Mons, 'n vulkaan met 'n deursnee van 300 kilometer en 'n hoogte van 2 kilometer, verskyn links van Gula Mons in die agtergrond. (Met dank aan NASA / JPL)

Eistla Regio
'N Gedeelte van Western Eistla Regio word in hierdie driedimensionele perspektief op die oppervlak van Venus vertoon. Die uitkykpunt is 1100 kilometer (682 myl) noordoos van Gula Mons, op 'n hoogte van 7,5 kilometer (4,6 myl). Lavastrome vloei honderde kilometers oor die gebreekte vlaktes wat op die voorgrond getoon word, tot by die basis van Gula Mons. Hierdie uitsig kyk na die suidweste met Gula Mons aan die linkerkant, net onder die horison. Sif Mons verskyn regs van Gula Mons. Die afstand tussen Sif Mons en Gula Mons is ongeveer 730 kilometer. (Met dank aan NASA / JPL)

Lakshmi Planum
Die suidelike skerp en wasbakprovinsie van die westelike Ishtar Terra word in hierdie driedimensionele perspektief weergegee. Western Ishtar Terra is ongeveer die grootte van Australië en is 'n belangrike fokuspunt van Magellan-ondersoeke. Die hooglandterrein is gesentreer op 'n plato van 2,5 km tot 4 km hoog (1,5 tot 2,5 km hoog) genaamd Lakshmi Planum, wat regs in die verte gesien kan word. Hier val die oppervlak van die plato hewig neer in die begrensende laaglande, met steil hellings wat meer as 5% oor 50 km (30 mi) is. (Met dank aan NASA / JPL)

Driedimensionele perspektief van Alpha Regio
'N Gedeelte van Alpha Regio word in hierdie driedimensionele perspektief van die oppervlak van Venus vertoon. Alpha Regio, 'n topografiese hoogland van ongeveer 1300 kilometer, is gesentreer op 25 grade suid breedtegraad, 4 grade oos lengte. In 1963 was Alpha Regio die eerste kenmerk op Venus wat geïdentifiseer is vanaf aardradar. Die radar-helder gebied van Alpha Regio word gekenmerk deur verskeie stelle kruisende tendense van strukturele kenmerke soos riwwe, bakke en platvloerse foutvalleie wat saam 'n veelhoekige omtrek vorm. Direk suid van die ingewikkelde terrein is 'n groot eiervormige kenmerk genaamd Eve. Die radar-helder vlek wat sentraal binne Eve is, is die ligging van die belangrikste meridiaan van Venus. (Met dank aan NASA / JPL)

Araknoïede
Arachnoids is een van die meer opvallende kenmerke wat op Venus voorkom. Hulle word op radardonker vlaktes gesien in hierdie Magellaan-beeldmozaïek van die Fortuna-streek. Soos die naam aandui, is araknoïede sirkelvormig tot eiervormig met konsentriese ringe en 'n komplekse netwerk van breuke wat na buite strek. Die arachnoïede wissel in grootte van ongeveer 50 kilometer (29,9 myl) tot 230 kilometer (137,7 myl) in deursnee. Arachnoïede het 'n soortgelyke vorm, maar is oor die algemeen kleiner as korona's (sirkelvormige vulkaniese strukture omring deur 'n stel rante en groewe sowel as radiale lyne). Een teorie rakende hul oorsprong is dat hulle 'n voorloper is vir koronavorming. Die radarhelder lyne wat oor baie kilometers strek, het moontlik die gevolg gehad van 'n opwaartse magma vanuit die binnekant van die planeet wat die oppervlak opgedruk het om 'krake' te vorm. Radarhelder lawastrome kom voor in die 1ste en 3de beeld, wat ook 'n aanduiding is van vulkaniese aktiwiteit in hierdie gebied. Sommige van die frakture sny dwarsoor hierdie vloei, wat aandui dat die vloei plaasgevind het voordat die frakture verskyn het. Sulke verhoudings tussen verskillende strukture lewer goeie bewyse vir relatiewe ouderdomsdatering van gebeure. (Met dank aan NASA / JPL)

Parallelle lyne
Twee groepe parallelle funksies wat byna reghoekig kruis, is sigbaar. Die reëlmatigheid van hierdie terrein het daartoe gelei dat wetenskaplikes die grafiekpapierterrein genoem het. Die flouer lyne is met tussenposes van ongeveer 1 kilometer (0,6 myl) van mekaar geleë en strek verder as die grense van die beeld. Die helderder, meer dominante lyne is minder gereeld en dit lyk asof dit begin en eindig waar dit die swakker lyne sny. Dit is nog nie duidelik of die twee stelle lyne foute of breuke voorstel nie, maar in gebiede buite die beeld word die helder lineasies geassosieer met putkraters en ander vulkaniese kenmerke. (Met dank aan Calvin J. Hamilton)

Oppervlakfoto's van Venera 9 en 10
Die Sowjet-Venera 9- en 10-ruimtetuig is onderskeidelik op 8 en 14 Junie 1975 gelanseer om die ongekende te doen: landers op die oppervlak van Venus plaas en beelde teruggee. Die Venera 9 Lander (bo) het die oppervlak van Venus op 22 Oktober 1975 om 5:13 UT, ongeveer 32 & # 176 S, 291 & # 176 O, aangeraak met die son naby die hoogtepunt. Dit het 53 minute gewerk, wat 'n enkele beeld kon terugstuur. Venera 9 het op 'n helling geland wat ongeveer 30 grade na die horisontale neig. Die wit voorwerp onderaan die beeld is deel van die lander. Die vervorming word veroorsaak deur die Venera-beeldstelsel. Hoekige en gedeeltelik verweerde gesteentes, ongeveer 30 tot 40 cm breed, oorheers die landskap, waarvan baie gedeeltelik in die grond begrawe is. Die horison is sigbaar in die boonste linker- en regterhoek.

Die Venera 10 Lander (onder) het die oppervlak van Venus op 25 Oktober 1975 om 5:17 UT, ongeveer 16 & # 176 N, 291 & # 176 E. aangeraak. Die Lander was ongeveer 8 grade geneig. Dit het hierdie beeld tydens die 65 minute operasie op die oppervlak teruggestuur. Die son was gedurende hierdie tyd naby die hoogtepunt, en die beligting was soortgelyk aan dié op die aarde op 'n bewolkte somersdag. Die voorwerpe onderaan die beeld is dele van die ruimtetuig. Die beeld toon plat rotsplate, gedeeltelik bedek met fyn korrelvormige materiaal, nie anders as 'n vulkaniese gebied op aarde nie. Die groot blad op die voorgrond strek oor 2 meter.

Ford, John P. et al. Gids tot Magellan-beeldinterpretasie. JPL-publikasie 93-24, 1993.

Robinson, Cordula. "Magellaan onthul Venus." Sterrekunde, 32-41, Februarie 1995.


Venus Feite:

Eerstens, hoe groot is dit? Venus het 'n radius van 6,052 kilometer, wat ongeveer so groot soos die aarde is, maar effens kleiner. [1] Dit is soortgelyk in grootte, maar die massa daarvan is 81,5% van die Aarde & # 8217; s.

Die mees opvallende en interessantste ding oor Venus is die atmosfeer. Die atmosfeer is 96,5% koolstofdioksied, met die meeste van die oorblywende 3,5% stikstof. [2] Die dik atmosfeer van Venus is een van die beste voorbeelde van 'n kweekhuiseffek. Dit vang die son en die hitte vas, en veroorsaak dat Venus die hoogste temperatuur het van al die planete in die sonnestelsel. Die oppervlaktemperatuur word hoër as 880 grade Celsius. Alhoewel dit die warmste planeet is, het die baie lae van die atmosfeer lae met verskillende temperature. Ongeveer 30 kilometer vanaf die oppervlak van die planeet is die temperatuur soortgelyk aan die aarde. [1] Vreemd in skrille kontras, op 'n hoogte van ongeveer 125 kilometer bo die oppervlak, het die Venus Express-sonde aangeteken, en die temperatuur daal tot 'n koue -175 ° C. [3] Hierdie atmosfeer is so dik dat die atmosferiese druk negentig is keer dié van die aarde.

© 2005 Pearson Prentice Hall, Inc.

Dieselfde atmosfeer en swaar wolke is die oorsaak van soveel probleme om die foto's te neem, wat ek binne 'n minuut sal bespreek. Die volgende twee datastelle toon die verskil tussen die eerste atmosfeer van die aarde en dan Venus.

Sintetiese atmosfeerabsorpsiespektrum. Deur die skrywer van die werk en Hitran on the Web Information System, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=20649351 Synthetic Atmosphere Absorption Spectrum. Deur die skrywer van die werk en Hitran op die webinligtingstelsel, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=20649351

Die oppervlak is redelik kaal en rotsagtig, foto's is moeilik om van die planeet se oppervlak te kry as gevolg van die uiterste hitte. Die sondes duur 'n kort rukkie voordat hulle oorverhit en ophou funksioneer. Hier is 'n paar foto's van die oppervlak:

Die oppervlak van Venus soos gesien deur die Venera 13-ruimtetuig.
Beeldkrediet Russiese lugvaart- en ruimteagentskap, nou bekend as die Roscosmos State Corporation

Die oppervlak van Venus soos gesien deur die Venera 13-ruimtetuig. Die boonste prentjie toon die werklike kleur van die oppervlak.Hierdie oranje tint is te danke aan die wolkbedekking en hoe dit die lig na die oppervlak filter, so dit sal lyk as u daar staan. Die onderste foto wys hoe die oppervlak sou lyk as dit onder die aarde se ligtoestande was.

oppervlakbeeld & # 8211 Beeldkrediet: Russiese lugvaart- en ruimteagentskap, nou bekend as die Roscosmos State Corporation

Hoe klink dit? Die Russe het die Venra-reeks sondes na die planeet gestuur en uit wat ek kon ontdek, is dat daar 'n Venra 14 met mikrofoon geïnstalleer was. dit is die eerste sonde wat geluide van 'n ander plant opneem in ons gehoorgebied. Ek skakel die klankskakel hier.

Die boonste atmosferiese winde is redelik sterk. Die wind is aangeteken teen ongeveer 360 kilometer per uur. Atmosferiese weerlig bars in hierdie vinnig bewegende wolke. Die snelhede binne die wolke neem af met die hoogte van die wolke en word op die oppervlak slegs 'n paar kilometer per uur bereken.

Die planeet het 'n swak magnetiese veld as gevolg van die stadige rotasie ondanks die feit dat dit 'n ysterkern het. Dit het geen mane nie en geen ringe om dit nie. . . [1]

Die oppervlakhoogte van Venus word getoon. Die laagste streke is pers, die middelhoogte is groen en die hoogste dele geel. Die grys dele is waar die kartering deur die Magellan-ruimtetuig onvolledig was. Beeldkrediet NASA.

Venus wentel dieselfde rigting, maar die planeet draai teenoor die aarde. Venus en Uranus draai die teenoorgestelde rigting van die res van die planete. [4]

Baan van venus
Beeldkrediet: Deur Lookang baie dankie aan skrywer van oorspronklike simulasie = Todd K. Timberlake skrywer van Easy Java Simulation = Francisco Esquembre (eie werk) [CC BY-SA 3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/ 3.0)% 5D, via Wikimedia Commons


Venus Inleiding

Venus, die juweel van die hemel, is vroeër deur antieke sterrekundiges bekend as die môrester en aandster. Vroeë sterrekundiges het eens gedink dat Venus twee aparte liggame is. Venus, wat vernoem is na die Romeinse godin van liefde en skoonheid, word bedek deur dik wervelende wolkbedekking.

Sterrekundiges verwys na Venus as die Aarde se susterplaneet. Albei is soortgelyk in grootte, massa, digtheid en volume. Albei het ongeveer dieselfde tyd gevorm en uit dieselfde newel gekondenseer. Gedurende die afgelope paar jaar het wetenskaplikes egter gevind dat die verwantskap hier eindig. Venus verskil baie van die aarde. Dit het geen oseane nie en word omring deur 'n swaar atmosfeer wat hoofsaaklik bestaan ​​uit koolstofdioksied met feitlik geen waterdamp nie. Sy wolke bestaan ​​uit swawelsuurdruppels. Op die oppervlak is die atmosferiese druk 92 keer die aarde se seevlak.

Venus is verskroei met 'n oppervlaktemperatuur van ongeveer 482 & # 176 C (900 & # 176 F). Hierdie hoë temperatuur is hoofsaaklik te wyte aan 'n wegholkweekhuiseffek wat veroorsaak word deur die swaar atmosfeer van koolstofdioksied. Sonlig gaan deur die atmosfeer om die oppervlak van die planeet te verhit. Hitte word uitgestraal, maar word vasgevang deur die digte atmosfeer en mag nie in die ruimte ontsnap nie. Dit maak Venus warmer as Mercurius.

'N Venusiese dag is 243 Aardae en is langer as die jaar van 225 dae. Vreemd genoeg draai Venus van oos na wes. Vir 'n waarnemer op Venus sou die son in die weste opgaan en in die ooste sak.

Tot onlangs het Venus se digte wolkbedekking wetenskaplikes verhinder om die geologiese aard van die oppervlak te ontdek. Die ontwikkeling van radarteleskope en radarbeeldstelsels wat om die planeet wentel, het dit moontlik gemaak om deur die wolkdek na die oppervlak hieronder te sien. Vier van die suksesvolste missies om die Venusiese oppervlak te openbaar, is die Pioneer Venus-sending van NASA (1978), die Sowjet-Unie se Venera 15- en 16-missies (1983-1984) en die NASA se Magellan-radar-karteringmissie (1990-1994). Toe hierdie ruimtetuie die planeet begin karteer, het 'n nuwe prentjie van Venus ontstaan.

Venus se oppervlak is relatief jonk geologies gesproke. Dit lyk asof dit 300 tot 500 miljoen jaar gelede heeltemal weer opgeduik het. Wetenskaplikes bespreek hoe en waarom dit plaasgevind het. Die Venusiese topografie bestaan ​​uit uitgestrekte vlaktes wat deur lawastrome bedek is en berg- of hooglandstreke wat deur geologiese aktiwiteit vervorm word. Maxwell Montes in Ishtar Terra is die hoogste piek op Venus. Die hooglande Aphrodite Terra strek byna halfpad om die ewenaar. Magellaanse beelde van hooglandstreke van meer as 2,5 kilometer is buitengewoon helder en kenmerkend van klam grond. Daar bestaan ​​egter nie vloeibare water op die oppervlak nie en kan nie die helder hooglande verantwoord nie. Een teorie suggereer dat die helder materiaal uit metaalverbindings kan bestaan. Studies het getoon dat die materiaal ysterpiriet kan wees (ook bekend as & quotfools gold & quot). Dit is onstabiel op die vlaktes, maar sal stabiel wees in die hooglande. Die materiaal kan ook 'n soort eksotiese materiaal wees wat dieselfde resultate sal lewer, maar teen laer konsentrasies.

Venus word geteken deur talle impakkraters wat lukraak oor die oppervlak versprei is. Klein kraters van minder as 2 kilometer (1,2 myl) bestaan ​​amper nie as gevolg van die swaar Venus-atmosfeer nie. Die uitsondering kom voor wanneer groot meteoriete net voor die impak verpletter, wat kratergroepe skep. Vulkane en vulkaniese kenmerke is selfs meer. Ten minste 85% van die Venusiese oppervlak is bedek met vulkaniese rots. Hugh-lawastrome, wat honderde kilometers strek, het die laaglande oorstroom en uitgestrekte vlaktes geskep. Meer as 100 000 klein skildvulkane pryk op die oppervlak, tesame met honderde groot vulkane. Vloeie uit vulkane het lang kronkelende kanale opgelewer wat honderde kilometers gestrek het, waarvan een byna 7000 kilometer (4.300 myl) strek.

Reuse kalderas van meer as 100 kilometer (62 myl) in deursnee word op Venus aangetref. Aardse kalderas is gewoonlik net 'n paar kilometer in deursnee. Verskeie kenmerke wat eie aan Venus is, sluit in koronae en arachnoïede. Korona's is groot sirkelvormig tot ovaal, omring met kranse en is honderde kilometers breed. Daar word vermoed dat dit die oppervlakte-uitdrukking van mantelopwelling is. Boognoïede is sirkelvormige tot langwerpige kenmerke soortgelyk aan korona's. Dit kan veroorsaak word deur gesmelte rots wat in oppervlakbreuke insypel en stelsels met uitstralende dike en breuke voortbring.

  • Kunstenaar se siening van Venus - AVI, 4M.
  • Aarde / Venus-rotasiefliek - AVI, 1M. (Met dank aan NASA / JPL)
  • Magellaan - Kaart van die planeet Venus - AVI, 10M. (Met dank aan NASA / JPL)
  • Vlug oor Western Atla Regio - AVI, onderskrif van 7M. (Met dank aan NASA / JPL)
  • Vlug oor Artemis - AVI, 11M Groot AVI, 23M byskrif. (Met dank aan NASA / JPL)
  • Vlug oor Alpha Regio - AVI, onderskrif van 8M. (Met dank aan NASA / JPL)
  • Vlug oor Western Eistla Regio - AVI, 3.3M AVI, 7.6M Groot AVI, 15M byskrif. (Met dank aan NASA / JPL)
  • Roterende aardbol van Venus - FLI, 1.5M byskrif. (Met dank aan NASA / JPL)
  • Nog 'n roterende aardbol van Venus MPEG, 296K.
  • 'N Dramatiese blik op die maan met Venus in die verte - MPEG, 83K. (Met vergunning van Naval Research Laboratory)

Mariner 10-beeld van Venus (GIF, 378K)
Hierdie pragtige beeld van Venus is 'n mosaïek van drie beelde wat die Mariner 10-ruimtetuig op 5 Februarie 1974 verkry het. Dit toon die dik wolkbedekking wat optiese waarneming van die oppervlak van Venus voorkom. Slegs deur radarkaarte word die oppervlak geopenbaar. (Kopiereg Calvin J. Hamilton)

Galileo-beeld van Venus (GIF, 73K)
Op 10 Februarie 1990 het die Galileo-ruimtetuig hierdie beeld van Venus verkry. Slegs dik wolkbedekking kan gesien word. (Krediet: Calvin J. Hamilton)

Hubble-beeld van Venus (GIF, 100K TIF, 1M byskrif)
Dit is 'n ultravioletligbeeld van die Hubble-ruimteteleskoop van die planeet Venus, geneem op 24 Januarie 1995, toe Venus op 'n afstand van 113,6 miljoen kilometer van die aarde af was. By ultraviolet golflengtes word wolkpatrone kenmerkend. In die besonder is 'n horisontale & quotY & quot-vormige wolkfunksie sigbaar naby die ewenaar. Die poolstreke is helder, wat moontlik 'n waas van klein deeltjies oor die hoofwolke toon. Die donker streke toon die ligging van verbeterde swaeldioksied naby die wolkbome. Uit vorige missies weet sterrekundiges dat sulke kenmerke oos na wes beweeg saam met die Venus se heersende winde, om binne vier dae 'n volledige kring rondom die planeet te maak. (Krediet: L. Esposito, Universiteit van Colorado, Boulder en NASA)

Venus (GIF, 313K)
Dit is 'n globale aansig op die oppervlak van Venus wat op 180 grade ooslengte gesentreer is. Gesimuleerde kleur word gebruik om kleinskaalse strukture te verbeter. (Met dank aan NASA / JPL)

Vyf globale sienings (GIF, 249 K GIF, 2 miljoen onderskrif)
Die oppervlak van Venus word in hierdie vyf globale aansigte vertoon. Die middelbeeld (A) is gesentreer op die noordpool van Venus. Die ander vier beelde is gesentreer rondom die ewenaar van Venus op (B) 0 grade lengte, (C) 90 grade oos lengte, (D) 180 grade en (E) 270 grade oos lengte. Die helder gebied naby die middelpunt in die pooluitsig is Maxwell Montes, die hoogste bergreeks op Venus. Ovda Regio is gesentreer in die (C) lengteaansig van 90 grade oos. Atla Regio word prominent gesien in die (D) 180 oostelike lengteaansig. (Met dank aan NASA / JPL)

Hemisferiese uitsig op Venus (GIF, GIF 342K, 3M byskrif)
Hierdie hemisferiese siening van Venus, soos geopenbaar deur meer as 'n dekade van radarondersoeke wat uitloop op die Magellaanse missie van 1990-1994, is gesentreer op 0 grade ooslengte. Die effektiewe resolusie van hierdie beeld is ongeveer 3 kilometer. Dit is verwerk om kontras te verbeter en om klein funksies te beklemtoon, en is gekleur om die hoogte voor te stel. (Met dank aan NASA / JPL)

  • Uitsig gesentreer op 90 & # 176E lengte. (Klein GIF, 208K GIF, 3M byskrif)
  • Uitsig gesentreer op 180 & # 176E lengte. (Klein GIF, 209K GIF, 3 miljoen)
  • Uitsig gesentreer op 90 & # 176W lengtegraad. (GIF, 3 miljoen)
  • Uitsig gesentreer by die noordpool. (Klein GIF, 323K GIF, 3M)
  • Uitsig gesentreer aan die suidpool. (Klein GIF, 288 K (GIF, 3 miljoen)

Venusiese kaart (gemerk TIF, 2M GIF, 534K ongemerkte TIF, 2M GIF, 535K)
Hierdie beeld is 'n Mercator-projeksie van Venusiese topografie. Baie van die verskillende streke is gemerk. Die kaart strek van -66,5 tot 66,5 grade in breedtegraad en begin by 240 grade lengte. (Krediet: Calvin J. Hamilton)

Venusiese topografie (GIF, 389K)
Hierdie beeld is 'n Mercator-projeksie van Venusiese topografie. Die hooglandstreke soos Ishtar Terra, Aphrodite Terra, Alpha-streek en Beta Regio word in geel en oranje getoon. Die laagliggende streke word in blou vertoon. (Met dank aan NASA / JPL)

Silindriese Venus-kaart (GIF, 269 K GIF, 4 M byskrif)
Venus word op hierdie eenvoudige silindriese kaart van die planeet se oppervlak vertoon. Die regter- en linkerkant van die beeld het 'n lengte-lengte van 240 grade. Die bo- en onderkant van die beeld is onderskeidelik op 90 grade noordbreedte en 90 grade suidbreedte. Die helder streek bo, links van die middel, is Maxwell Montes, die hoogste bergreeks op Venus. Aphrodite Terra, 'n groot hooglandstreek, strek langs die ewenaar regs van die middel. Die verspreide donker kolle in hierdie beeld is stralekrans rondom sommige van die jonger impakkraters. Hierdie globale datastel onthul 'n aantal kraters wat ooreenstem met 'n gemiddelde Venus-oppervlakouderdom van 300 miljoen tot 500 miljoen jaar. (Met dank aan NASA / JPL)

Gula Mons en Crater Cunitz (GIF, 524K JPEG, 75K)
'N Gedeelte van Western Eistla Regio word in hierdie driedimensionele perspektief op die oppervlak van Venus vertoon. Die uitkykpunt is 1.310 kilometer (812 myl) suidwes van Gula Mons, op 'n hoogte van 0,78 kilometer (0,48 myl). Die uitsig is noordoos met Gula Mons wat op die horison verskyn. Gula Mons, 'n vulkaan van 3 kilometer (1,86 myl), is ongeveer 22 grade noord breed, 359 grade oos lengte. Die impakkrater Cunitz, vernoem na die sterrekundige en wiskundige Maria Cunitz, is sigbaar in die middel van die beeld. Die krater is 48,5 kilometer (30 myl) in deursnee en is 215 kilometer (133 myl) van die kyker af. (Met dank aan NASA / JPL)

Eistla Regio - Skeurvallei (GIF, 173K)
'N Gedeelte van Western Eistla Regio word in hierdie driedimensionele perspektief op die oppervlak van Venus vertoon. Die uitkykpunt is 725 kilometer suidoos van Gula Mons. 'N Skeurvallei, wat op die voorgrond getoon word, strek tot by die basis van Gula Mons, 'n vulkaan van 3 kilometer. Hierdie uitsig is op die noordweste en Gula Mons verskyn regs aan die horison. Sif Mons, 'n vulkaan met 'n deursnee van 300 kilometer en 'n hoogte van 2 kilometer, verskyn links van Gula Mons in die agtergrond. (Met dank aan NASA / JPL)

Eistla Regio (GIF, 663K JPEG, 75K)
'N Gedeelte van Western Eistla Regio word in hierdie driedimensionele perspektief van die oppervlak van Venus vertoon. Die uitkykpunt is 1100 kilometer (682 myl) noordoos van Gula Mons op 'n hoogte van 7,5 kilometer (4,6 myl). Lavastrome vloei honderde kilometers oor die gebreekte vlaktes wat op die voorgrond getoon word, tot by die basis van Gula Mons. Hierdie uitsig kyk na die suidweste met Gula Mons wat links onder die horison verskyn. Sif Mons verskyn aan die regterkant van Gula Mons. Die afstand tussen Sif Mons en Gula Mons is ongeveer 730 kilometer. (Met dank aan NASA / JPL)

Lakshmi Planum (GIF, 509K)
Die suidelike skerp- en komprovinsie van die westelike Ishtar Terra word in hierdie driedimensionele perspektief weergegee. Western Ishtar Terra is ongeveer so groot soos Australië en is 'n belangrike fokuspunt van Magellan-ondersoeke. Die hooglandterrein is gesentreer op 'n plato van 2,5 km tot 4 km hoog (1,5 tot 2,5 km hoog) genaamd Lakshmi Planum, wat regs in die verte gesien kan word. Hier val die oppervlak van die plato hewig neer in die begrensende laaglande, met steil hellings wat meer as 5% oor 50 km (30 mi) is. (Met dank aan NASA / JPL)

Alpha Regio (GIF, 207K GIF, 209K)
Hierdie beelde wys die Alpha Regio. Die helder lynvormige terrein is 'n reeks bakke, rante en foute wat in baie rigtings gerig is. Die lengte van hierdie funksies wissel gewoonlik van 10 kilometer tot 50 kilometer. Die topografiese hoogte binne Alpha Regio wissel oor 'n afstand van 4 kilometer. Plaaslike topografiese laagtepunte, waarvan die buitelyne gewoonlik beheer word deur strukture in die sentrale streek, is relatief radardonker en gevul met vulkaniese lawas. Bronopenings vir hierdie vulkanisme verskyn as ligpunte binne die gladde vlakte-eenhede. (Met dank aan NASA / JPL)

Arachnoids (GIF, 194K GIF, 238K)
Arachnoids is een van die meer opvallende kenmerke wat op Venus voorkom. Hulle word op radardonker vlaktes gesien in hierdie Magellaanse beeldmozaïeke van die Fortuna-streek. Soos die naam aandui, is arachnoïede sirkelvormig tot eiervormig met konsentriese ringe en 'n komplekse netwerk van breuke wat na buite strek. Die arachnoïede wissel in grootte van ongeveer 50 kilometer (29,9 myl) tot 230 kilometer (137,7 myl) in deursnee. Arachnoïede het 'n soortgelyke vorm, maar is gewoonlik kleiner as koronas (sirkelvormige vulkaniese strukture omring deur 'n stel rante en groewe sowel as radiale lyne). Een teorie rakende hul oorsprong is dat hulle 'n voorloper is vir die vorming van koronae. Die radarhelder lyne wat oor baie kilometers strek, kan die gevolg wees van 'n opwaartse magma vanuit die binnekant van die planeet wat die oppervlak opwaarts gedruk het om krake te vorm. & Quot Radarhelder lawastrome is teenwoordig in die 1ste en 3de beeld, ook aanduidend van vulkaniese aktiwiteit in hierdie gebied. Sommige van die frakture sny dwarsoor hierdie vloei, wat aandui dat die vloei plaasgevind het voordat die frakture verskyn het. Sulke verhoudings tussen verskillende strukture lewer goeie bewyse vir relatiewe ouderdomsdatering van gebeure. Op die oomblik word arachnoïede slegs op Venus aangetref en kan hulle nouer bestudeer word met die hoë resolusie (120 meter / 0,07 myl) radarbeelde van Magellan. (Met dank aan NASA / JPL)

Parallelle lyne (GIF, 561K)
Twee groepe parallelle funksies wat byna reghoekig kruis, is sigbaar. Die reëlmatigheid van hierdie terrein het daartoe gelei dat wetenskaplikes die grafiekpapierterrein genoem het. Die flouer lyne is met tussenposes van ongeveer 1 kilometer (0,6 myl) van mekaar geleë en strek verder as die grense van die beeld. Die helderder, meer dominante lyne is minder gereeld en dit lyk asof dit begin en eindig waar dit die swakker lyne sny. Dit is nog nie duidelik of die twee stelle lyne foute of breuke voorstel nie, maar in gebiede buite die beeld word die helder lyne geassosieer met putkraters en ander vulkaniese kenmerke. (Met dank aan NASA / JPL)

Robinson, Cordula. & quot Magellan onthul Venus. & quot Astronomie, 32-41, Februarie 1995.


Die atmosfeer

D. Porcelli, R.O. Pepin, in verhandeling oor geochemie, 2003

4.12.6 Die ontstaan ​​van edele gasse op Venus

Op Venus lyk dit nie of die edelgasse grootliks ontwikkel het uit sonkenmerke nie. Die swaar skaars-gas-elementêre oorvloed is soortgelyk aan sonwaardes, hoewel hierdie ooreenkoms nie tot neon strek nie, aangesien die 20 Ne / 36 Ar-verhouding laag is. Desondanks is die 20 Ne / 22 Ne-verhouding nader aan die sonwaarde. Venus is ook gasryk, met die absolute oorvloed argon op Venus wat meer is as die op aarde met 'n faktor & GT70. Die uitgesproke verskille met aardse atmosferiese edelgasse is ietwat verrassend, aangesien daar verwag kan word dat planete wat ewe groot en heliosentries is, soortgelyke primêre atmosferes uit soortgelyke bronne verkry het en soortgelyke evolusieprosesse gely het.

Die ooreenkomste met edelgasse van die son dui daarop dat diegene in die Venus-atmosfeer afgelei is van sonwind-inplanting van aanwasmateriaal, gravitasie-opname van newegasse of vlugtige komete. By die oorweging van hierdie bronne moet opgemerk word dat hierdie meganismes nie net Venus sowel as die aarde sal voorsien nie, maar ook dat 'n sterk EUV-stroom wat afgelei word vir die opwekking van edelgasverliese van die Aarde en die verandering van oorspronklik verkreë voorraad ook Venus sou beïnvloed. Die EUV-vloed wat neonontvlugting in die Aardemodel in die vorige afdeling bespreek, moet Venus terselfdertyd ook bestraal. Dit blyk dat die relatief swak EUV-stroom wat nodig is vir die verlies van slegs neon vanaf die aarde (na verliese deur 'n reuse-gefaksioneerde xenon-isotope) steeds sterk genoeg is in die baanposisie van Venus om die uitvloei van krypton en ligter gasse hieruit te dryf. ietwat kleiner en minder digte planeet. Venusiese xenon gaan egter nie verlore nie en daar word voorspel dat die nie-radioogene isotopiese samestelling daarvan onveranderd sal wees. Die verband tussen die verliesgeskiedenis van Venus en die Aarde is gebruik om 'n model vir die Venusiese vlugtige evolusie te konstrueer (Pepin, 1991, 1997). Resultate van EUV-gedrewe verlies van 'n isotopiese son- en elementêre naby-son-oeratmosfeer vanaf Venus is gevoelig vir slegs een van die min oorblywende verstelbare modelleringsparameters sodra die evolusie van die aarde bereken is2 voorraad.Fraksionerende verlies van 'n primêre atmosfeer genereer op sigself benaderde ooreenkomste met waargenome komposisies. In teenstelling met die geval met die Aarde, is die teenwoordigheid van 'n komponent wat dan van die vaste planeet afgegas word en die ligter atmosferiese edelgas-isotope verander, nie nodig nie en sal dit slegs beskeie breuke van die groot hedendaagse Venusiese atmosfeervoorraad bevat. selfs al was die groot-planetêre konsentrasies vergelykbaar met die op aarde. Met behulp van die hidrodinamiese ontsnappingsmodel en die berekening van die huidige edelgas-isotoopsamestellings en relatiewe oorvloed, bereken die beginverhoudings wat die voorvertoning van die Venus-atmosfeer wat verkry word, vierkantig binne die berekening van die berekeninge van die Aarde en die primêre atmosfeer voor die impak ( Pepin, 1997). Dit sluit 'n Xe / Kr-verhouding in wat bo die sonverhouding is en as gevolg van die aanvanklike vasvang van songasse. Die ooreenkoms tussen die aanvanklike aardse en Venusiese atmosfeer is 'n sterk aanduiding dat edelgasse op albei planete, op heel verskillende maniere, van dieselfde oerverspreidings in dieselfde soorte primêre planetêre reservoirs kon ontwikkel het.

Die belangrikste vlugtige stowwe op Venus is blykbaar afkomstig van 'n ander bron as die edelgasse. Die isotopiese samestellings van waterstof en stikstof was oorspronklik soortgelyk aan dié van die aarde, en dit lyk asof stikstof nie van 'n sonvoorloper afkomstig is nie. Nadat die edelgaskenmerke van Venus vasgestel is, is die belangrikste vlugtige stowwe moontlik as 'n laat fineer toegevoeg (Pepin, 1991), wat die N / 36 Ar-verhouding vergroot en die ooreenkomste met die belangrikste vlugtige stowwe op die aarde verreken. Soos op die aarde, kan koolstof, stikstof en water deur komete of kondriete gevoeg word.


Watter kleur het elke planeet?

Die kleure vir binneplanete Mercurius, Venus, Aarde en Mars is grys, geelwit, hoofsaaklik blou met kolle van ander kleure en rooi-oranje, onderskeidelik het die buitenste planete Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus die kleure oranje met wit bande, liggeel, ligblou en ligblou onderskeidelik. Mercurius, wat die naaste planeet aan die son is, het geen atmosfeer nie en die oppervlak lyk grys. Mars-kleur is rooi-oranje omdat die oppervlak roeskleurige rotse bevat.

Die geelwit voorkoms van Venus is te wyte aan die swaelsuurwolke in sy atmosfeer. Die aarde is hoofsaaklik blou van kleur as gevolg van sy waterbronne. As dit egter vanuit die ruimte gesien word, is kolle van die kleure bruin, wit, groen en geel sigbaar. Die kleure is te danke aan die wolke, en sommige vastelande lyk groen.

Net so word die verskillende kleure geassosieer met die buitenste planete geassosieer met die soorte atmosfeer wat op hierdie planete voorkom. Uranus en Neptunus het byvoorbeeld 'n blou tint as gevolg van die metaanwolke wat in hul atmosfeer voorkom.


Lewe op Venus? Die prentjie word bewolkter

Ten spyte van die twyfel van baie wetenskaplikes, was 'n span navorsers wat gesê het dat hulle 'n ongewone gas in die atmosfeer van die planeet opgespoor het, steeds vol vertroue in hul bevindings.

'N Venuskleurige siening van Venus geneem deur Japan & rsquos Akatsuki Venus Climate Orbiter in 2018. Krediet. PLANET-C Projekspan / JAXA

'N Span sterrekundiges het in die herfs 'n groot sukses gemaak. Hulle het gesê dat hulle dwingende bewyse ontdek het wat dui op die lewe wat in die wolke van Venus dryf.

As dit waar is, sal dit verstommend wees. Mense kyk al lank na die kosmos en wonder of daar iets leef. Vir 'n bevestigende antwoord om op die planeet in die baan langs die aarde op te duik, dui daarop dat lewe nie skaars in die heelal is nie, maar alledaags.

Die sterrekundiges, onder leiding van Jane Greaves van die Universiteit van Cardiff in Wallis, kon geen mikroskopiese Venusiërs met hul teleskope op aarde sien nie. In 'n artikel wat in die vaktydskrif Nature Astronomy gepubliseer is, het hulle eerder die opsporing van 'n molekule met die naam fosfien gerapporteer en gesê dat hulle geen aanneemlike verklaring kan uitvind vir hoe dit daar kan vorm nie, behalwe as die afvalproduk van mikrobes.

Vyf maande later, na onverwagse kinkels en knaende twyfel, is wetenskaplikes nie heeltemal seker wat hulle van die data moet maak en wat dit kan beteken nie. Dit kan 'n renaissance in die studie van Venus aanspoor, wat dekades lank grotendeels oor die hoof gesien word. Dit kan dui op eksotiese vulkanisme en nuwe geologiese raaisels. Dit kan inderdaad vreemdelinge wees. Of dit kan glad niks wees nie.

Dr Greaves en haar kollegas bly seker oor hul bevindinge, selfs al het hulle hul beramings oor die hoeveelheid fosfine wat hulle dink, verlaag het. "Ek is baie vol vertroue dat daar fosfien in die wolke is," het dr. Greaves gesê.

Clara Sousa-Silva, 'n navorsingswetenskaplike aan die Centre for Astrophysics in Cambridge, Massachusetts, en een van die outeurs van die Nature Astronomy-artikel, het gesê: 'Ek dink die span voel oor die algemeen nog steeds vol vertroue dat dit fosfien is, dat die sein is is werklik en dat daar geen werklike abiotiese verklarings is nie. ”

Maar, het dr. Sousa-Silva bygevoeg, "daar is baie onsekerheid in ons almal."

In die breër kring van planetêre wetenskaplikes is baie skepties, of nie ongelowig nie. Sommige meen dat die sein net 'n wikkel van geraas is, of dat dit verklaar kan word deur swaweldioksied, 'n chemikalie wat bekend is in die Venus-atmosfeer. Vir hulle is daar tot dusver glad nie oortuigende bewyse van fosfien nie - wat nog te sê mikrobes wat dit sou maak.

"Wat dit ook al is, dit gaan flou wees," het Ignas Snellen, 'n sterrekundige aan die Universiteit Leiden in Nederland, wat onder die skeptici is, gesê. As die sein flou is, het hy gesê, "is dit nie duidelik of dit regtig is nie, en of dit regtig is, of dit fosfien gaan wees of nie."

Die debat kan jare lank onopgelos wees, soos omstrede eise vir bewyse van lewe op Mars.

"Toe die waarneming uitgekom het, was ek soos: 'O, dit is interessant,' 'sê Martha S. Gilmore, 'n professor in geologie aan die Wesleyan Universiteit in Middletown, Conn. Dr. Gilmore is die hoofondersoeker van 'n studie wat voorgestel is aan NASA 'n ambisieuse "vlagskip" -robotmissie na Venus wat 'n lugskip insluit wat 60 dae lank deur die wolke vlieg.

'Ek dink ons ​​is skepties,' het dr. Gilmore gesê. 'Maar ek voel nog nie persoonlik dat ons hierdie waarneming hoegenaamd wil weggooi nie.'

Die oppervlak van Venus is vandag 'n helse plek waar die temperatuur meer as 800 grade Fahrenheit braai. Maar vroeg in die geskiedenis van die sonnestelsel kon dit vandag baie meer soos die aarde gewees het, met oseane en 'n matige klimaat. In hierdie vroeë era blyk dit dat Mars, wat nou koud en droog is, ook water oor sy oppervlak gehad het.

"Potensieel, vier miljard jaar gelede, het ons bewoonbare omgewings op Venus, Aarde en Mars gehad - al drie daarvan," het Dirk Schulze-Makuch, 'n professor aan die Tegniese Universiteit Berlyn in Duitsland, gesê. 'En ons weet dat daar nog 'n lewensvatbare, florerende biosfeer op ons planeet is. So op Venus het dit te warm geword. Op Mars het dit te koud geword. ”

Maar die lewe, sodra dit ontstaan, hou hardnekkig vas en oorleef in harde omgewing. "U kan 'n mikrobiese lewe in omgewingsnisse hê," het dr. Schulze-Makuch gesê.

Vir Mars dink sommige wetenskaplikes dat dit moontlik is dat die lewe vandag onder die grond in die rotse voortduur. Maar die ondergrond van Venus is te warm, sê dr Schulze-Makuch, wat twee dekades gelede ondersoek ingestel het of enige dele van die planeet nog bewoonbaar is.

In plaas daarvan, het hy gesê, kon die Venusiese lewe opwaarts beweeg het, na die wolke. Dertig kilometer hoër is kortmou temperature - ongeveer 85 grade Fahrenheit. Mikrobes in daardie deel van die atmosfeer sal 'n paar maande lank op die hoogte bly, meer as lank genoeg om 'n lewensvatbare bevolking voort te plant en te onderhou.

Maar selfs die wolke is nie 'n rustige, goedaardige plek nie. Hulle word gevul met druppels swaelsuur en gebad in ultravioletstraling van die son. En dit is droog, met slegs smidgens water, 'n noodsaaklike bestanddeel vir die lewe soos ons dit ken.

Tog, as dit die omgewing was waarin Venus-mikrobes moes oorleef, was dit moontlik dat hulle ontwikkel het om dit te doen.

Fosfien is 'n eenvoudige molekule - 'n piramide van drie waterstofatome wat aan een fosforatoom geheg is. Maar dit verg heelwat energie om die atome bymekaar te stoot, en dit lyk nie of toestande vir sulke chemiese reaksies in die atmosfeer van Venus bestaan ​​nie.

Fosfien kan ontstaan ​​in die hitte en drukdruk van die binnekant van Venus. Selfs met die laer hoeveelhede fosfien wat die groep van Dr. Greaves nou beraam, sou dit onverwags en verrassend wees as die vulkaniese uitbarstings van Venus so gewelddadig volumineus blyk te wees dat hulle genoeg fosfien uitspuug om waargeneem te word waar die span van Dr. Greaves gesê het: in die wolke, meer as 30 myl op.

"Ons kan nie maklik vulkanisme regeer of uitsluit om hierdie nuwe, laer fosfine-oorvloed te verklaar nie," het Paul Byrne, 'n professor in planetêre wetenskap aan die Noord-Carolina State University in Raleigh, gesê. Hy het gewys op die vele onbekendes van die planeet en sy geologiese aard. stelsel. 'Dit is waarskynlik nie vulkanisme nie. Maar ons kan nie met sekerheid sê nie. '

Op aarde word fosfien geproduseer deur mikrobes wat sonder suurstof floreer. Dit kom voor in ons ingewande, in die ontlasting van dassies en pikkewyne en in sommige diepsee-wurms.

In 2017 het dr. Greaves aanduidings van fosfien gevind met behulp van die James Clerk Maxwell Telescope op Hawaii. Verskillende molekules absorbeer en straal spesifieke golflengtes van lig uit, en dit vorm 'n vingerafdruk wat wetenskaplikes in staat stel om dit van ver af te identifiseer. Die metings het bevind wat wetenskaplikes 'n absorpsielyn noem op 'n golflengte wat ooreenstem met fosfien. Hulle het bereken dat daar 20 dele per miljard fosfien in daardie deel van Venus se lug was.

Opvolgwaarnemings in 2019 gebruik die Atacama Large Millimeter Array, oftewel ALMA, 'n radioteleskoop in Chili wat uit 66 antennas bestaan. Diegene het weer dieselfde donker lyn as fosfien aangetoon, hoewel dit teen laer konsentrasies ongeveer 10 dele per miljard was.

Maar ander wetenskaplikes soos dr. Snellen het die wetenskaplike ontleding en die voorstelle van 'n biologiese bron nie naastenby so oortuigend gevind nie.

Die ALMA-data, wat die helderheid van die lig van Venus oor 'n reeks golflengtes aangeteken het, bevat baie wikkelings en die een wat ooreenstem met fosfine was nie besonder groter as enige ander nie. Dr Greaves en haar kollegas het 'n tegniek genaamd polinoom pas gebruik om die wat hulle glo geraas het, af te trek en die fosfien sein uit te trek. Die tegniek is algemeen, maar hulle gebruik ook 'n polinoom met 'n buitengewoon groot aantal veranderlikes - 12.

Kritici het gesê dat dit 'n vals sein kan genereer - om iets te sien as daar niks is nie.

"As u sein nie sterker is as u geraas nie, kan u net nie slaag nie," het dr Snellen gesê.

Ander wetenskaplikes beweer dat selfs meer as daar 'n sein was, dit baie meer waarskynlik afkomstig was van swaeldioksied, wat lig byna dieselfde golflengte absorbeer.

Dr Greaves het aangevoer dat die kritici nie die voorsorgmaatreëls begryp om "vals lyne" uit te sluit nie. Sy het gesê dat die spesifieke vorm van die absorberingslyn te smal is om by die swaweldioksied te pas.

Terwyl die wetenskaplikes heen en weer gedebatteer het, was daar 'n onverwagte verrassing in Oktober: die ALMA-sterrewag het verkeerd gekalibreerde data aan dr. Greaves verskaf, en dit bevat vals geraas. Die Venus-navorsers het weke lank in limbo gewag.

Toe die herverwerkte ALMA-data in November beskikbaar raak, is die lawaaierige kronkel rondom die fosfienabsorpsielyn verminder, maar daar blyk nou ook minder fosfien te wees - ongeveer 1 deel per miljard, met plekke wat tot 5 dele per miljard.

"Die lyn wat ons nou het, lyk baie mooier," het dr. Greaves gesê, alhoewel dit nie so uitgespreek was nie. 'Maar dit is wat dit is. Ons het nou 'n beter resultaat. '

Bryan Butler, 'n sterrekundige by die National Radio Astronomy Observatory in Socorro, N.M., het gesê dat hy en ander na dieselfde ALMA-gegewens gekyk het, sowel as die oorspronklike en verwerkte weergawes, en kon geen teken van fosfien sien nie.

"Hulle beweer dat hulle dit steeds sien, en ons beweer steeds dat dit nie daar is nie," het dr. Butler gesê. "Vanuit 'n oogpunt van 'n datawetenskaplike steun niemand hulle nie omdat niemand hul resultate kon weergee nie."

In 'n nuwe artikel deur 'n span sterrekundiges, onder leiding van Victoria S. Meadows aan die Universiteit van Washington, word gesê dat 'n meer gedetailleerde model van Venus se atmosfeer wat in die negentigerjare ontwikkel is, toon dat fosfien in die wolklaag nie eens 'n absorberingslyn sou skep wat opgemerk kon word vanaf Aarde. Die span het bevind dat die fosfien ongeveer 15 kilometer hoër moet wees om die lig te absorbeer. Die navorsing sal gepubliseer word in The Astrophysical Journal Letters.

"Wat ons wys, is dat die gas hierbo basies nie afkoel tot dit kan absorbeer totdat dit ongeveer 75 of 80 kilometer is nie," het dr. Meadows gesê. 'Wat ver bo die wolk dek.'

Ander wetenskaplikes het in ouer waarnemings van Venus gekyk om te sien of daar tekens van fosfien daar verborge is.

In 1978 het 'n NASA-ruimtetuig, Pioneer Venus, vier sondes in die atmosfeer van die planeet laat val. Een van hulle het selfs meer as 'n uur na die impak aangehou om data van die oppervlak af terug te stuur.

Rakesh Mogul, 'n professor in chemie aan die California State Polytechnic University-Pomona, het teruggekyk na die Pioneer Venus-gegewens en in die Venus se wolke sigbare tekens gesien vir die element fosfor. "Daar is 'n chemikalie, waarskynlik 'n gas, wat fosfor bevat," het dr. Mogul gesê. 'Die data ondersteun wel die aanwesigheid van fosfien. Dit is nie die hoogste bedrae nie, maar dit is daar. '

Wetenskaplikes wat na data van Venus Express, 'n ruimtetuig van die Europese Ruimteagentskap wat van 2006 tot 2014 om Venus wentel, kyk, het egter leeg opgekom vir fosfine.

So ook sterrekundiges - insluitend dr. Greaves en dr. Sousa-Silva - wat probeer het om 'n ander absorberingslyn van fosfien in infrarooi waarnemings te identifiseer as 'n NASA-teleskoop in Hawaii.

Dr Greaves het gesê dat die Venus Express en die infrarooi-waarnemings in Hawaii nie so diep in die Venus-atmosfeer gekyk het nie, en dit behoort dus nie 'n verrassing te wees dat hulle nie fosfien opspoor nie.

Die vlakke van fosfien, as dit daar is, kan ook mettertyd verander.

Dit sal dit moeiliker maak om met definitiewe antwoorde vorendag te kom, net soos die blywende raaisel van metaan op Mars. Meer as 'n dekade gelede het teleskope op aarde en 'n Europese ruimtetuig om die teenwoordigheid van metaan in die Marslug gerapporteer. Op aarde word die meeste metaan deur lewende organismes geproduseer, maar dit kan ook in hidrotermiese stelsels geproduseer word sonder enige biologie.

Maar die metaanlesings was flou, en die daaropvolgende waarnemings kon dit nie bevestig nie. Miskien is die lesings verkeerd geïnterpreteer geraas. Toe NASA se Curiosity-rover in 2012 op Mars aankom, het hy 'n instrument gedra wat klein hoeveelhede metaan kon meet. Die wetenskaplikes kyk en kyk - en meet niks nie.

Maar dan het Curiosity wel 'n uitbarsting metaan opgespoor wat weke lank aangehou het voordat dit verdwyn het. Later het dit 'n nog sterker uitbarsting bespeur, maar toe was dit weer weg.

Mars-wetenskaplikes is nog steeds verlore met betrekking tot die vinnige voorkoms - en verdwyning - van die metaan.

Die fosfinedebat oor Venus sal 'n dooiepunt bly totdat daar verdere waarnemings is. Maar die coronavirus-pandemie het ALMA sowel as NASA se Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy, of SOFIA, afgeskakel, 'n teleskoop aan boord van 'n aangepaste 747 wat infrarooi lig van hoog in die aarde se atmosfeer kan bestudeer (Die vliegtuig hervat hierdie maand vlieg).

Die ballon wat deel sou wees van Dr. Gilmore se vlagskip-Venus-missie, sou die onsekerhede kon oplos deur direkte lugmonsters te versamel. Dit sal nie net die fosfien nie, maar ook koolstofgebaseerde molekules van enige mikrobes kan vind.

"Ons moet regtig in die wolke wees," het dr. Gilmore, van die Wesleyan Universiteit, gesê, "want dit is die habitat wat veronderstel word om die lewe te ondersteun."

Planetêre wetenskaplikes is besig om hul aanbevelings wat een keer per dekade aan NASA oor hul prioriteite gestel word, saam te stel. Daar is baie interessante plekke om te studeer, en NASA onderneem gewoonlik net een duur vlagskip-sending op 'n slag. 'N Vlagskip-missie neem ook langer om te bou, en een vir Venus sou eers op 2031 beplan word.

NASA oorweeg ook 'n paar kleiner Venus-missies vir sy Discovery-program, 'n kompetisie waarin wetenskaplikes missies voorstel wat onder 'n kostedak van $ 500 miljoen pas.

Een daarvan, DAVINCI +, sou 'n weergawe van die 21ste eeu van een van die Pioneer Venus-sondes wees. Dit sou in staat wees om na fosfien te soek, alhoewel dit net eenmalig was.

Die tweede voorstel, VERITAS, sou 'n baan stuur wat hoë-resolusie-beelde van die oppervlak sou lewer. Alhoewel dit nie 'n fosfien-opsporingsinstrument bevat nie, kan een bygevoeg word.

En minstens een private onderneming, Rocket Lab, wil die komende jare 'n klein ondersoek stuur om Venus te bestudeer.

"Verdere waarnemings is geregverdig," het dr. Butler van die National Radio Astronomy Observatory gesê. "Daar is niks wat u kan aanwys wat sê nie: 'O, ja, ons sien absoluut fosfine op Venus.' Maar, weet u, dit is tergend."

Maar hy het ook gesê: 'Ek sal nie my lewensbesparing wed dat dit nie daar is nie.'


BASIESE FEITE EN SYFERS

AFSTAND VANAF SON - Dit wissel van 107 miljoen kilometer en 109 miljoen kilometer (ongeveer 67 miljoen kilometer). Venus het die sirkelvormigste baan van enige planeet.

DIAMETER - 12 103 kilometer (7.520 myl). Venus is effens kleiner as die Aarde, maar die twee planete is baie dieselfde in fisiese afmetings. Venus is die sesde grootste van die agt planete wat tans erken word. Die oppervlakte is 90% so groot soos die aarde en die aarde.


Is daar 'n mikrobiese lewe op Venus gevind?

Illustrasie van kunstenaars wat pas ontdekte fosfienmolekules in Venus en atmosfeer voorstel. Op aarde, en sover wetenskaplikes weet, is daar net twee maniere om fosfien te vervaardig: kunsmatig in laboratoriums of via lewende mikrobes. Beeld via ESO / M. Kornmesser / L. Calçada / NASA / JPL-Caltech / Royal Astronomical Society / Toeskrywing: CC BY 4.0.

Hierdie artikel het per ongeluk sy weg gevind na Google-soektogte voordat die verbod daarop Maandag opgehef is. EarthSky vra om verskoning vir enige verwarring of teleurstelling wat deur hierdie oortreding veroorsaak word.

Die meeste van ons is vertroud met hierdie aanhaling van Sir Arthur Conan Doyle, wat die karakter Sherlock Holmes geskep het:

Sodra u die onmoontlike uit die weg geruim het, moet alles wat oorbly, hoe onwaarskynlik ook al, die waarheid wees.

Hierdie woorde kan hierdie week miskien goed wees, want wetenskaplikes kondig 'n ongelooflike ontdekking aan: voorlopige bewyse vir die mikrobiese lewe in die atmosfeer van Venus.

Soos die ruimtewaaiers weet, is Venus aan die oppervlak skroeiend en onherbergsaam, warm genoeg om lood te smelt. Dit is een van die laaste plekke waar u enige soort lewe sal vind. Maar die wenke van klein Venusiese mikrobes kom nie van die planeet se oppervlak nie, maar eerder van sy atmosfeer, waar toestande redelik aardagtig kan wees.

Daar moet op gelet word dat hierdie nuwe ontdekking nog nie is nie bewys van die lewe op Venus. Maar die navorsers maak 'n oortuigende saak.

Die opwindende bevindings kom van wetenskaplikes in die VSA en die Verenigde Koninkryk aan die Massachusetts Institute of Technology (MIT), die Cardiff Universiteit, die Universiteit van Manchester en ander. Jane Greaves van die Universiteit van Cardiff het die studie gelei. Die Royal Astronomical Society (RAS) het verlede week 'n aanlyn persinligtingsessie vir joernaliste via Zoom aangebied, met drie van die navorsers om resultate te bespreek. Die RAS het ook 'n nuusverklaring uitgereik. Die wetenskaplike gegewens is in die gesogte, eweknie-geëvalueerde tydskrif gepubliseer Natuursterrekunde vandag 14 September 2020.

Vir so lank as wat ons weet van toestande op die planeet Venus, danksy die grootste deel van die besoek aan ruimtesondes, is Venus nog altyd beskou as een van die die minste waarskynlik plekke om die lewe te ondersteun soos ons dit ken. Met skroeiende temperature warm genoeg om lood te smelt en lugdruk op die oppervlak te verpletter, en om nie te praat van groot hoeveelhede swaelsuur in sy wolke nie, is Venus nog lank nie welkom nie.

Sommige wetenskaplikes het egter bespiegel dat lewe hoër in die atmosfeer moontlik is, waar die temperatuur en die druk in die aarde in 'n gematigde gebied lyk. In hierdie sone het wetenskaplikes die ontdekking gemaak.

Wat het die navorsers gevind?

Eenvoudig gestel, hulle het 'n gas in Venus & # 8217 atmosfeer gevind wat nie daar moes wees nie en wat op aarde as 'n beslissende bioteken beskou word. Dit is 'n baie stinkende gas wat fosfien genoem word. Sover wetenskaplikes weet, is daar net twee maniere om fosfine te produseer, of dit kunsmatig in 'n laboratorium is, of deur sekere soorte mikrobes wat in suurstofvrye omgewings woon. Aangesien daar geen vreemde laboratoriums op Venus is nie (waarvan ons weet), laat dit mikrobes agter.

Die navorsers het die opsporing gedoen met behulp van die James Clerk Maxwell-teleskoop op Hawaii en die ALMA-teleskoop in Chili.

Navorsers van MIT het vroeër studies gepubliseer wat toon dat as fosfien ooit op 'n ander rotsagtige planeet gevind sou word, dit 'n duidelike teken van lewe daar sou wees. Daarom is hierdie ontdekking so uitdagend.

Maar voordat die navorsers hierdie tergende getuienis aangekondig het, wou hulle natuurlik probeer om ander verklarings uit te sluit. Hulle het verskeie scenario's oorweeg en getoets waar hierdie gas geproduseer kan word sonder lewe, maar, soos hulle erken, het hulle leeg opgekom. Clara Sousa-Silva aan MIT, waarvan die loopbaan spesialiteit is in die bestudering van fosfien, het in 'n verklaring gesê
:

Dit is baie moeilik om 'n negatiewe bewys te lewer. Sterrekundiges sal nou dink aan al die maniere om fosfien sonder lewe te regverdig, en ek verwelkom dit. Doen dit asseblief, want ons is aan die einde van ons moontlikhede om abiotiese prosesse aan te toon wat fosfien kan maak.

Om fosfien op Venus te vind, was 'n onverwagse bonus! Die ontdekking laat baie vrae ontstaan, soos hoe enige organismes kan oorleef. Op aarde kan sommige mikrobes tot ongeveer 5% suur in hul omgewing hanteer, maar die wolke van Venus is byna geheel en al van suur.

Onwaarskynlike uitsig op Venus (om besonderhede na vore te bring) uit die Akatsuki-baan van Japan. Beeld via JAXA / ISAS / Akatsuki-projekspan / Royal Astronomical Society / Toeskrywing: CC BY 4.0.

Dit beteken of dit die lewe is, of dat dit 'n soort fisiese of chemiese proses is wat ons nie op rotsagtige planete sal plaasvind nie.

Ons het regtig alle moontlike paaie deurgegaan wat fosfien op 'n rotsagtige planeet kan produseer. As dit nie die lewe is nie, ontbreek ons ​​begrip van rotsagtige planete.

Dit is 'n redelike definitiewe stelling om te maak.

Dit was 'n eksperiment wat uit pure nuuskierigheid gemaak is, regtig gebruik gemaak het van JCMT se kragtige tegnologie, en nadink oor toekomstige instrumente. Ek het gedink dat ons net ekstreme scenario's sou kon uitsluit, soos dat die wolke vol organismes gestop is. Toe ons die eerste wenke van fosfien in Venus se spektrum kry, was dit 'n skok!

Die navorsers het die data ses maande verwerk voordat hulle oortuig was dat die fosfien regtig daar was. Volgens Anita Richards, van die Britse ALMA-streeksentrum en die Universiteit van Manchester:

Tot ons groot verligting was die toestande goed by ALMA vir opvolgwaarnemings terwyl Venus op 'n geskikte hoek met die aarde was. Die verwerking van die data was egter lastig, aangesien ALMA gewoonlik nie baie subtiele effekte in baie helder voorwerpe soos Venus soek nie.

Jane Greaves aan die Universiteit van Cardiff, wat die fosfienstudie gelei het. Beeld via die Universiteit van Cardiff.

Uiteindelik het ons gevind dat albei sterrewagte dieselfde ding gesien het; dowwe absorpsie op die regte golflengte as fosfiengas, waar die molekules deur die warmer wolke hieronder verlig word.

William Bains by MIT het die werk gelei om ander natuurlike maniere om fosfine op Venus te maak, te beoordeel. Sommige idees was onder meer sonlig, minerale wat van die oppervlak af opwaarts geblaas is, vulkane of weerlig, maar nie een daarvan kon genoeg daarvan maak nie. Hierdie soort bronne kon hoogstens een tienduisendste van die hoeveelheid fosfien wat die teleskope gesien het, beslaan. So iets produseer baie meer van die gas. Volgens Paul Rimmer aan die Universiteit van Cambridge, sou landelike organismes net ongeveer 10% van hul maksimum produktiwiteit moes werk om die hoeveelheid fosfine wat op Venus gevind is, te produseer.

Op aarde word fosfien geproduseer deur mikrobes wat nie suurstof benodig nie. Hulle absorbeer fosfaatminerale, voeg waterstof by en verdryf uiteindelik fosfiengas. Aangesien Venus feitlik geen suurstof in sy atmosfeer het nie, is dit 'n ander ooreenkoms wat daarop dui dat die gas eintlik afkomstig is van mikrobes.

Aangesien Venus op sy oppervlak heeltemal te warm is vir enige aardse mikrobes, moet dit in sy atmosfeer wees. Daar is 'n gematigde gebied, tussen 48 en 60 kilometer (ongeveer 30 tot 37 myl) bokant die oppervlak, waar die temperatuur tussen 30 en 200 grade Fahrenheit (ongeveer 0 tot 90 grade Celsius) wissel. Dit is die bewoonbare sone op Venus, en dit is toevallig waar die fosfien gevind is. Soos Petkowski opgemerk het:

Hierdie fosfien sein is perfek geposisioneer op die plek waar ander vermoed dat die gebied bewoonbaar kan wees.

Die James Clerk Maxwell-teleskoop op Hawaii was die eerste wat die fosfienhandtekening in die Venus-atmosfeer opspoor. Beeld via Will Montgomerie / EAO / JCMT / Royal Astronomical Society / Toeskrywing: CC BY 4.0.

Die navorsers sal nou meer teleskoopwaarnemings opvolg, onder meer om na ander gasse wat met die lewe gepaard gaan, te soek. Hulle wil ook kyk of daar daaglikse of seisoenale variasies in die sein is wat dui op aktiwiteit wat verband hou met die lewe. Emma Bunce, president van die Royal Astronomical Society, pleit vir terugstuurmissies na Venus en sê:

'N Belangrike vraag in die wetenskap is of lewe buite die aarde bestaan, en die ontdekking deur professor Jane Greaves en haar span is 'n belangrike stap vorentoe in die soeke. Ek is veral verheug om te sien dat Britse wetenskaplikes so 'n belangrike deurbraak lei, iets wat 'n sterk saak maak vir 'n terugkeer-ruimtemissie na Venus.

U kan in beginsel 'n lewensiklus hê wat die lewe altyd in die wolke hou. Die vloeibare medium op Venus is nie water soos op aarde nie.

Wetenskaplikes meen ook dat Venus 'n paar miljard jaar gelede baie meer bewoonbaar was en selfs oseane gehad het voordat die weghol-kweekhuiseffek posgevat het. Volgens Sousa-Silva:

Daar word vermoed dat Venus lank oseane gehad het en waarskynlik bewoonbaar was soos die Aarde. Namate Venus minder gasvry geword het, sou die lewe moes aanpas, en hulle kon nou in hierdie smal omhulsel van die atmosfeer wees waar hulle nog kan oorleef. Dit kan wys dat selfs 'n planeet aan die rand van die bewoonbare sone 'n atmosfeer met 'n plaaslike bewoonbare lugomslag kan hê.

Die dik wolke wat Venus se oppervlak voortdurend bedek, is baie suur, maar daar is 'n gebied waar die temperatuur en druk nogal aardagtig is, wat dit moontlik maak vir mikro-organismes om daar te bestaan. Beeld via ESA / Sterrekunde. Die gematigde sone in Venus en atmosfeer waar die temperatuur en druk meer lewenslank bewoonbaar is. Beeld via Seager et al. (2020) / Sterrekunde.

Hierdie bewoonbare sone in die wolkdekke kan die laaste toevlug vir Venusiese mikro-organismes wees. Dit is ongelooflik, as dit moeilik is om te glo, en as die wetenskaplikes reg is, dan is dit een van die wonderlikste ontdekkings in die geskiedenis. Hoe wonderlik sal dit wees om te weet dat ons nie net alleen is nie, maar dat ons al die bure op die naaste planeet aan die aarde gehad het? Uit die artikel van Souva-Silva en # 8217s in 2019 Scientific American oor fosfien:

Die lewe soos ons dit ken, is waarskynlik net een eiland in die uitgestrekte argipel van moontlikhede vir biologie. Ons sterrestelsel het 'n groot verskeidenheid sterre, en hulle wentel om planete van elke soort. Die aarde alleen het aanleiding gegee tot miljarde spesies. Dit is dus nie 'n groot sprong om te dink dat die lewe self kan ontstaan ​​in 'n groot verskeidenheid onverwagte vorms wat hul atmosfeer vul met vreemde molekules soos fosfien nie. Eendag kan ons fosfien in een van hierdie atmosfeer opspoor. Dit sal nie vir ons 'n prettige plek vir ons wees nie, ons kan dit walglik vind. Aan die ander kant sal die inwoners van hierdie planete ons waarskynlik ook walglik vind ('n probleem vir interplanetêre diplomasie om te oorkom). Nietemin, as ons fosfien op 'n rotsagtige planeet in die bewoonbare gebied vind, waar dit geen valse positiewe het nie, sal ons lewe gevind het.

Daar praat sy daarvan om fosfien in die atmosfeer van 'n eksoplanet te vind wat om 'n ander ster wentel. Dieselfde basiese scenario is van toepassing op ander rotsagtige planete in ons eie sonnestelsel. Ten spyte van sy helse toestande op die oppervlak, bly Venus naby die rand van ons son se bewoonbare sone, die streek rondom 'n ster waar temperature vloeibare water kan laat bestaan.

Verlede maand is 'n ander studie bespreek in Sterrekunde tydskrif en elders, het gewys hoe mikrobes teoreties in Venus en atmosfeer kan bestaan ​​deur toevlug te vind in druppels swaelsuur wat ook water bevat. Hulle sou deur verskillende lae van die atmosfeer ry, nooit die grond bereik nie en die mees ekstreme toestande oorleef deur in 'n tydelike rustende toestand oor te gaan.

'N Voorgestelde lewensiklus vir mikrobes in Venus & # 8217 atmosfeer. (1) Ontwaterde mikrobes oorleef in 'n vegetatiewe toestand in Venus se onderste waaslaag. (2) Die spore word opgehef deur die skuif na die bewoonbare wolklaag. (3) Sodra die spore eers deur vloeistof ingekapsel is, raak hulle metabolies aktief. (4) Hierdie mikrobes verdeel en die druppels groei deur stolling. (5) Die druppels word groot genoeg om deur die atmosfeer te sink, waar dit weens hoër temperature begin verdamp, wat mikrobes daartoe laat verander in spore wat in die onderste waaslaag dryf. Beeld via Seager et al. (2020) / Sterrekunde.

Terwyl die ontdekking verbasend is, het wetenskaplikes al jare bespiegel dat die mikrobiese lewe in die Venus-atmosfeer kan bestaan. Dit kan selfs verklaar word, soos deur sommige wetenskaplikes gepostuleer, die ongewone donker strepe wat op die een of ander manier ultraviolet lig absorbeer, genaamd & # 8220onbekende absorbeerders. & # 8221 Daar is gevind dat die kolle bestaan ​​uit klein, maar nog steeds onbekende deeltjies. ongeveer die grootte van bakterieë op aarde.

Selfs Carl Sagan het voorgestel dat die lewe in Venus en die atmosfeer moontlik sou wees. Maar as gevolg van die suur wolke, sal enige mikrobiese lewe waarskynlik heeltemal anders wees as op aarde. Ander wetenskaplikes, waaronder David Grinspoon, het ook al voorheen oor die moontlikheid van lewe in Venus en # wolke geskryf. Sommige van die beste artikels is op Eos, Astrobiologietydskrif, Space.com en Sky & amp Teleskoop. Grinspoon het ook daaroor op Magellan TV en vir Breakthrough Discuss gepraat. Nou, dit lyk asof hulle dalk net heeltyd reg was.

Weereens, dit is nog nie 'n bewys van die lewe op Venus nie, maar dit is tergend naby. Dit sal wees baie interessant om te sien wat toekomstige opvolgwaarnemings toon.

Bottom line: Is daar 'n mikrobiese lewe in die atmosfeer van die naaste buurman van die aarde, Venus? 'N Internasionale span sterrekundiges het voorlopige, maar uiters dwingende bewyse gevind.


PH 205

Hoe is Venus soortgelyk aan die aarde? Hoe is dit anders? Hoe het die atmosfeer van Venus ontwikkel? Wat is 'n weghol kweekhuiseffek?

Die dik atmosfeer van Venus hou dit gehul in wolke van meestal koolstofdioksied, soos gesien deur hierdie infrarooi beeld wat deur die Mariner 10-ruimtetuig geneem is. Venus is ongeveer dieselfde grootte as die aarde, maar nader aan die son, met 'n oppervlaktemperatuur hoog genoeg om lood te smelt. Venus het die vreemde eienskap dat hy stadig in die teenoorgestelde rigting draai as die meeste liggame in ons sonnestelsel. Dit is waarskynlik te wyte aan die besonderhede van die gevolge vroeg in die geskiedenis van die planeet.

Onlangse bewyse van aktiewe vulkane op die oppervlak van Venus het daartoe gelei dat hierdie kunstenaar die rekonstruksie van vulkane op Venus laat uitbreek het. Vulkane herwin materiaal van die oppervlak af terug in die atmosfeer, hou kweekhuisgasse in stand en dra by tot die weghol-kweekhuiseffek op Venus. Dit kan ook 'n bydraende faktor wees vir die moontlikheid van lewe op Venus, in die vorm van mikrobes in die atmosfeer.

Dit is 'n kunstenaar se weergawe van hoe Venus se lug kan lyk. Die hemel lyk heel anders as die aarde, aangesien daar 'n hoë konsentrasie swaelsuur in die wolke is. Die Europese Ruimte-agentskap (ESA), Venus Express-missie, het data geneem oor die atmosfeer van Venus 2006 - 2014. Hul belangrikste ontdekkings was onder andere die verskuiwing van poolkolke en die moontlikheid van onlangs aktiewe vulkane.

Die ruimtetuig Venus Express kon deur die wolke oor die suidpool van Venus loer om 'n kolkende kolkwervel bloot te stel. So 'n draaikolk hou verband met orkane op aarde en elders, aangedryf deur die rotasie van die planeet. Beelde met hoë resolusie toon funksies soos 'n dubbele oog in die draaikolk.

Hierdie diagram toon die atmosfeer van Venus. Let daarop dat dit baie hoër is as die atmosfeer van die aarde bo die planeet. Die atmosfeer van Venus is grotendeels koolstofdioksied. Die wolke is gemaak van swaelsuurdruppels, wat baie gelaai kan wees, dus weerlig kom algemeen voor, waarskynlik meer algemeen as op aarde. Die oppervlaktemperatuur van Venus is ongeveer 750 K (860 grade Fahrenheit) en die druk is ongeveer 90 keer die aarde se.

Die hoë druk, hitte en swaelsuur op die oppervlak van Venus maak dit baie moeilik om die oppervlak direk te verken. Die Russiese Venera-reeks ruimtetuie het dit probeer doen, en Venera 9 was die eerste vaartuig wat in 1975 suksesvol op die oppervlak geslaag het en foto's teruggestuur het.

Hierdie beeld van Venera 13 was die eerste kleurbeeld wat vanaf 1982 van die planeet Venus teruggekeer het. Dit kyk reguit na onder aan die basis van die lander. Dit het ongeveer twee uur geduur in die intense omstandighede op die oppervlak, wat data teruggestuur het. Daar was sedert die 1980's geen landers op die oppervlak van Venus nie.

Die meeste van ons inligting oor die oppervlak van Venus word verkry met behulp van radarkaarte deur die wolke. Hierdie beeld van Venus is saamgestel uit radarkaarte deur die Magellan-ruimtetuig en vroeëre missies, asook die Arecibo-radioteleskoop. Die kleure word gesimuleer om te lyk soos foto's wat deur die Venera-lander geneem is. Hierdie beeld wys die oppervlak van Venus en kyk af na sy noordpool. Die ligpunt in die onderste middel is Venus se hoogste berg, Maxwell Montes, wat ongeveer 6,6 myl hoog is, bo die gemiddelde hoogte.

Voordat hulle Venus verken het, het mense die idee gehad dat dit 'n welige tropiese paradys sou wees vanweë die nabyheid aan die son. Die oppervlak van Venus blyk 'n uiters vyandige omgewing te wees. Radar-kartering onthul kenmerke soos hierdie vulkaniese koepels, en die Venus Express-tuig het bewyse van aktiewe vulkane gevind.

Die vulkaan Maat Mons op Venus is ongeveer agt kilometer hoog, die tweede hoogste piek op die planeet. Lavavelde vloei honderde kilometers rondom hierdie vulkaan. Dit is 'n skildvulkaan, soos in Hawaii.

Weghol kweekhuiseffek

Waarom is die oppervlak van Venus so warm? Dit het 'n kweekhuiseffek ervaar wat so kragtig is dat ons dit 'n kweekhuiseffek noem. & Quot

Om mee te begin, was die vroeë geskiedenis van die evolusie van die atmosfeer baie soos op aarde, met 'n primêre en sekondêre atmosfeer.

Atmosferiese evolusie van die aarde

  • Primêre atmosfeer
    • Waterstof, helium, metaan, ammoniak, waterdamp
    • Ligte gasse het ontsnap
    • Uitgas uit vulkane
      • Waterdamp, koolstofdioksied, swaweldioksied, stikstofverbindings
      • Koolstofdioksied en swaeldioksied opgelos in oseane of gekombineer met oppervlakrots
      • UV-straling het stikstof in die atmosfeer bevry

      Kopiereg 2014 Pearson Education, Inc.

      Atmosferiese evolusie op Venus het afgewyk van wat op aarde gesien is, hoofsaaklik omdat Venus baie nader aan die son is. Die groter hitte het beteken dat dit te warm was om waterdamp te kondenseer, en dit het dus in die atmosfeer gebly. Geen oseane gevorm nie. Die gebrek aan oseane het daartoe bygedra om meer koolstofdioksied in die atmosfeer te hou, aangesien CO 2 goed in water oplos. Die groot hoeveelheid kweekhuisgasse, H 2 O en CO 2, het die kweekhuiseffek teen 'n hoër tempo aangedryf.

      Die meganisme van die kas was baie dieselfde as op aarde. 'N Bietjie lig word van die wolkbome weerkaats. Sommige golflengtes van lig het die atmosfeer beter binnedring as ander. Die lig het energie verloor na opname en heruitstraling van die oppervlak, en die weer-uitgestraalde lig kon minder deur die atmosfeer kom, en dit is dus weer na die planeet uitgestraal.

      Straling vanaf die son het waterdamp in die atmosfeer opgebreek in sy bestanddele, waterstof en suurstof. Die waterstof kon ontsnapspoed bereik as gevolg van die hoë temperatuur en in die ruimte ontsnap. Venus het ook 'n beduidende elektriese veld, wat veroorsaak dat suurstofione versnel en ontsnappingssnelheid bereik. Dit het beteken dat selfs wanneer die planeet stadig afgekoel het, die waterdamp weg was, sodat geen oseane ooit kon vorm nie. Die gebrek aan oseane en die volgehoue ​​vulkaniese aktiwiteit het die kweekhuiseffek tot 'n weghol-toestand gedryf.

      Atmosferiese evolusie van Venus

      • Aanvanklik soortgelyk aan die aarde
      • Warmer
        • Nader aan die son
        • Geen oseane word gekondenseer nie
        • Waterstof ontsnap, suurstof kombineer met ander elemente
          • Waterdamp verloor
          • Weghol kweekhuiseffek

          Lees hierdie handleiding vir meer inligting oor die atmosferiese evolusie en die weghol-kweekhuiseffek op Venus.

          Venus draai buitengewoon stadig en draai net een keer in ongeveer 225 Aardae.Venus het ook 'n retrograde draai, wat beteken dat dit in die teenoorgestelde sin draai as die meeste ander liggame in ons sonnestelsel. Aangesien die algehele draairigting ontstaan ​​het uit die feit dat die liggame in die sonnestelsel gevorm is uit 'n roterende skyf van stof en gas, laat dit ons glo dat Venus se stadige retrograde rotasie moes veroorsaak word deur botsings tydens die vorming daarvan.

          Die stadige rotasie beteken dat Venus nie veel van 'n magneetveld produseer nie, dit is ongeveer 'n tiende so sterk soos op aarde. Die magneetveld word nie deur 'n dinamo-effek, soos die aarde, vervaardig nie. In die atmosfeer van Venus veroorsaak die wisselwerking tussen ione in die atmosfeer en die sonwind 'n magneetveld wat die sonwind aflei, soos getoon in hierdie kunstenaar se voorstelling van die sonwindbuiging van Venus (bo), Aarde (middel) en Mars (onder).

          Kan daar lewe op Venus bestaan? Die toestande op die oppervlak van Venus is so streng dat die lewe soos ons dit ken nie kon bestaan ​​nie. Venus is baie warm, met 'n uiters dik, giftige atmosfeer wat dig is met swaelsuur. Hoog in die atmosfeer is die toestande egter sagter en kan dit 'n klein mikrobiese lewe hê. Onlangs het ons fosfien in die atmosfeer van Venus opgespoor. Fosfien kan moeilik vervaardig word uit inerte chemikalieë, maar dit word bekend gemaak deur mikrobes op aarde en word beskou as 'n biomerker.