Venus (planet)

Det store spørgsmål er derfor: Har Venus tidligere haft et magnetfelt og hvornår og hvorfor forsvandt det? Det er dog ikke nemt at finde ud af. På andre planeter bliver spor af tidligere magnetfelter "indfrosset" i mineraler på overfladen. På Venus er temperaturerne så høje, at de overstiger Curiepunktet for de fleste magnetiske materialer. Curiepunktet er den temperatur, hvor magnetiske materialer mister deres magnetisering. Der er derfor ikke spor af tidligere magnetfelter på Venus.

Der er fremsat mange forklaringer på det manglende magnet felt: Hele kernen er fast eller den er for varm eller Venus roterer for langsomt til at skabe et magnetfelt. Det sidste lyder ikke umiddelbart plausibelt, da Merkur også roterer langsomt og har et magnetfelt.

Vulkansk aktivitet er den dominerende kraft, der har formet overladen af Venus. Lavlandssletterne er dannet af udflydende lava, og der er 168 store skjoldvulkaner spredt ud over Venus.

Analyse af data fra Magellan identificerede mere end 1600 strukturer af vulkansk oprindelse. Blandt dem store dale flere hundrede kilometer lange skabt af særligt letflydende lava. De største flodlejelignende dale er sammenlignelige med Valles Marineris på Mars, altså mindst en faktor 10 større end Grand Canyon på Jorden.

Observationer fra Venus Express har påvist, at der stadig er aktive vulkaner på Venus.

Der er mange tegn på tektonisk aktivitet på overfladen. Der er dale, hvor dele af skorpen går fra hinanden på samme måde som den Østafrikanske Rift Valley. Nogle steder er skorpen krakeleret på grund af tryk fra underliggende opstigende lava. Andre steder er overfladen sprækket som følge af mange bevægelser i skorpen.

Man har ikke fundet sikre spor på pladetektonik, på samme måde som vi ser det på Jorden i form af højderygge i oceanerne. Man regner med, at pladetektonikken på Jorden afhænger af forekomsten af vand, der kan smøre pladernes bevægelse i forhold til hinanden. Vand mangler på Venus, der er ingen søer, ingen floder og intet ocean. Den smule vand, der findes på Venus, er oppe i atmosfæren.

Manglen på vand resulterer i en stivere skorpe, en skorpe, der muligvis er tykkere end de anslåede 30 kilometer. De fleste forskere regner derfor med, at der ikke er pladetektonik på Venus.

Man har fundet næsten tusind nedslagskratere på Venus. De er alle større end en kilometer i diameter, da det kræver projektiler af en hvis størrelse at trænge igennem den tætte atmosfære. De største kratere er op imod 300 km i diameter. Alle kraterne har et friskt ungt udseende, de har ikke været udsat for erosion på samme måde som kratere på Jorden. Antallet af kratere per arealenhed er næsten ens over hele overfladen.

Selvom 1000 kratere lyder af meget, så er det langt færre, end man finder på Merkur, Månen og Mars. Da man regner med, at alle de terrestriske planeter har været udsat for nogenlunde den samme intensitet i bombardementet af kometer og meteoroider, så mangler der noget. En del af manglen kan forklares af den tætte atmosfære, men noget må skyldes, at overfladen ikke har været bombarderet i lige så lang tid som de andre kloder. Venus har en ung overflade.

Meget tyder på, at en voldsom vulkansk episode har gendannet hele overfladen for mellem 500 og 600 millioner år siden. Derved har vi mistet al information om Venus' tidlige historie. Den voldsomme begivenhed kunne skyldes, at vandet forsvandt fra overfladen. Skorpen blev derfor stivere, og den vulkanske aktivitet kraftigere for at kunne gennembryde overfladen.

På trods af den lille procentdel er mængden af kvælstof fire gange større end i Jordens atmosfære, hvor kvælstof udgør 77 %. Derimod er mængden af kuldioxid sammenlignelig på de to planeter. Den afgørende forskel ligger i, hvor kuldioxiden er placeret. På Venus er alt i atmosfæren, på Jorden er næsten alt placeret på overfladen i kalkaflejringer og opløst i havet. Den mulighed forsvandt, da vandet fordampede fra overfladen af Venus.

Sammenligner man temperaturen ved et tryk på 1 bar i de to atmosfærer, så er de nogenlunde ens, omkring 20 ^oC på Jorden og omkring 50 ^oC på Venus. Forskellen ligger i, at 1 bar er trykket på Jordens overflade, mens det er trykket i 50 kilometers højde på Venus. Ved de større tryk der er længere nede i atmosfæren stiger temperaturen 10 grader for hver kilometer vi bevæger os nedad. Det samme gør sig gældende, når man går ned ad et bjerg på Jorden. Den væsentligste årsag til den høje temperatur på overfladen af Venus er den tykke dyne, som atmosfæren udgør.

Målinger har vist, at overfladen af Venus modtager mindre energi fra Solen end Jordens overflade gør. Det skyldes, at selv om der falder dobbelt så meget sollys på Venus som på Jorden, bliver det meste reflekteret tilbage ud i rummet.

Som nævnt ovenfor, er der ikke meget vand på Venus, omkring 100.000 gange mindre end på Jorden. Vandet på Jorden kommer fra to kilder, som krystalvand i de bjergarter, der udgør Jorden og fra kometer, der lander på Jordens overflade. Man ville forvente, at de samme kilder også er virksomme på Venus. Altså burde der være meget mere vand på Venus.

Vand kommer i flere udgaver; Almindeligt vand H₂O og tungt vand HDO, hvor D står for den tunge brintisotop, deuterium. Når vandet fordamper og bevæger sig op i atmosfæren, når en del så højt op at det bliver ramt af Solens mere energirige ultraviolette stråler. Det bevirker at vandmolekylerne splittes i brint og ilt. Den lette brint undslipper nemt ud i rummet, den tungere deuterium har det noget vanskeligere, og for ilten er det rigtigt svært.

Når vandet undslipper fra planeten via denne mekanisme, betyder det, at forholdet D/H mellem deuterium og almindelig brint vokser. D/H forholdet er mere end 100 gange større på Venus end på Jorden. Det er et sikkert tegn på, at der har været store mængder af vand på Venus. Da vandet er fordampet tidligt i Venus' historie, er det vanskeligt at sige noget præcist om forløbet, blandt andet fordi vi ikke ved, hvor stort atmosfæretrykket var den gang og dermed, hvor stor temperaturen var på overfladen.

Vandets forsvinden har haft stor betydning for de nuværende forhold på Venus.

Venus roterer langsomt, det gør atmosfæren ikke. I den tynde del af atmosfæren oven over skyerne er der så kraftige vinde med vestlig retning, at luften går rundt om planeten på fire dage, den såkaldte superrotation. Vindhastigheden aftager ned igennem skylagene og bliver ganske lille tæt på planetens overflade.

Da Solen altid står lige over ækvator, varmes luften her op og stiger til vejrs, for efterfølgende at bevæge sig mod polerne, hvor den køles ned, synker og vender tilbage til ækvator. Det er et cirkulationsmønster, vi også kender fra Jorden, hvor der dog er tre celler mellem ækvator og pol. På Venus er der én celle, der går fra ækvator og op til et cirkulært bælte omkring hver pol. På selve polene er der hvirvelstorme, som på infrarøde billeder nærmest er S-formede.

Set udefra er det skyerne, der dominerer. De skjuler overfladen og giver planeten et lidt kedeligt ensartet udeende. Ved brug af observationer i alle bølgelængder fra mikrobølger til UV-stråling, har det været muligt at se store variationer både rumligt og tidsligt i skydækket.

Der er tre skylag mellem 70 km og 45 km. Yderst et tyndt lag skyer, hovedsagelig bestående af små svovlsyrepartikler, H₂SO₄, derunder et lag af både små og store svovlsyrepartikler, og nederst et optisk tæt lag af store partikler, formentlig støvpartikler fra overfladen. Det er dette lag, der gør det umuligt at observere planetens overflade.