Venus

Venus on maapallon lähin planeettanaapuri aurinkokunnassa. Sen kiertorata on noin kolmanneksen lähempänä Aurinkoa kuin Maan. Venuksen halkaisija ja massa ovat lähes samat kuin maapallon. Näiden ominaisuuksiensa takia Venusta kutsutaan Maan kaksoseksi, vaikka planeetat ovat monelta osin hyvin erilaisia.

Venuksen erottuvin ominaisuus on sen paksu, täysin pilvien peittämä kaasukehä. Pilvikerros muodostuu rikkidioksidista noin 50–70 km korkeudella planeetan kaasukehässä ja estää täysin näkyvyyden avaruudesta Venuksen pinnalle. Planeetan globaali pilvipeite heijastaa suurimman osan Auringon säteilystä takaisin avaruuteen. Pintaa ja kaasukehän eri kerroksia voidaan kuitenkin havaita sähkömagneettisen säteilyn eri aallonpituuksilla. Kaasukehää tutkitaan tyypillisesti näkyvän valon lisäksi infrapunan ja ultravioletin aallonpituuksilla. Venuksen pinta on kartoitettu lähes kokonaan tutkahavainnoin 90-luvun alussa NASAn Magellan-ohjelmassa.

Venus pyörähtää akselinsa ympäri aurinkokunnan planeetoista hitaimmin, ja pyöriminen tapahtuu vastakkaiseen suuntaan kuin Maalla ja valtaosalla planeetoista. Venuksen pyörähdys kestää 5832,6 tuntia eli noin 243 Maan vuorokautta. Auringon ympäri Venus kiertää radallaan noin 225 Maan vuorokaudessa. Vuorokauden vaihtelut Venuksen pinnalla aiheutuvat täten planeetan pyörimisen lisäksi myös sen rataliikkeestä. Yksi vuorokausi Venuksen pinnalla kestää noin 117 Maan vuorokautta. Vaikka itse kiinteä planeetta pyörii hitaasti, kaasukehällä on voimakas ja nopea kiertoliike, jota kutsutaan superrotaatioksi. Koko kaasukehä kiertää Venuksen ympäri noin 100 tunnissa.

Venuksen pintaa

Venuksen pintaa, jossa etualalla halkaisijaltaan 37,1 km:n kokoinen Saskia-kraateri. Kuva perustuu Magellan-luotaimen korkeushavaintoihin Venuksen pinnasta sekä Venera 13 ja 14 -laskeutujien valokuviin planeetan pinnalta. Kuva: NASA/Magellan
 

Lämpötila Venuksen pinnalla vaihtelee vain vähän yön, päivän, päiväntasaajan ja napojen välillä. Keskimäärin pintalämpötila on noin 464° C. Korkean lämpötilan takia vettä ei esiinny nestemäisenä planeetalla, vaan ainoastaan vesihöyrynä kaasukehässä. Venuksen kaasukehässä on lähes sadan maapallon ilmakehän verran massaa. Pintapaine on noin 92 baaria, joka vastaa hydrostaattista painetta maapallon merissä noin kilometrin syvyydellä. Venuksen kaasukehä koostuu pääosin hiilidioksidista (CO2 96,5 %) ja molekulaarisesta typestä (N2 3,5 %). Kaasukehässä on myös pieniä määriä rikkidioksidia (SO2), argonia (Ar), vettä (H2O), hiilimonoksidia (CO), heliumia (He) ja neonia (Ne). Venuksen suuren lämpötilan aiheuttaa voimakas kasvihuoneilmiö. Hiilidioksidi, vesi ja rikkidioksidi sitovat Auringon säteilyn energiaa kaasukehään nostaen lämpötilaa usealla sadalla asteella tasapainotilasta, joka planeetalla vallitsisi ilman näitä kasvihuonekaasuja.

Venus aurinkotuulessa

Lähiavaruuden osaa, johon Venus ympärillään vaikuttaa, kutsutaan plasmaympäristöksi tai indusoituneeksi magneettikehäksi. Maalla magneettikehä muodostuu aurinkotuulen kohdatessa maapallon sisäisen magneettikentän. Venuksella ei ole havaittavaa sisäistä magnetismia, ja magneettikehä muodostuu sähkömagneettisen induktion välityksellä, kun aurinkotuuli kohtaa ionosfäärin eli kaasukehän ionisoituneen yläosan. Indusoitunut magneettikehä tiedetään olevan Venuksen lisäksi ainakin Marsilla ja Saturnuksen Titan-kuulla. Voimakkaan sisäisen magneettikentän puuttuminen tarkoittaa sitä, että aurinkotuuli pääsee virtaamaan lähelle Venusta ja vaikuttamaan suoraan planeetan kaasukehään. Venuksen indusoitunut magneettikehä ulottuu tyypillisesti 2000 km:n etäisyydelle Venuksen pinnasta päiväpuolella, kun taas Maan voimakas dipolimagneettikenttä poikkeuttaa aurinkotuulta jo lähes 100 000 km:n etäisyydellä. Yöpuolella Venuksen magneettikehä venyy pitkäksi pyrstöksi, ja Venuksesta peräisin olevia ioneja on havaittu aurinkotuulessa jopa Maan lähiavaruudessa.

Venuksen plasmaympäristö

Kaaviokuva Venuksen plasmaympäristöstä. Aurinkotuuli on kuvassa väritetty punaiseksi plasmaympäristön ulkopuolella ja vaaleansiniseksi sisäpuolella. Yläkaasukehä on oranssi alue, joka pakenee osittain aurinkotuulen mukaan. Plasmaympäristö on hyvin dynaaminen ja hienorakenteinen yöpuolella. Kuva: Brace et al., Journal of Geophysical Research 92 (A1), 1987
 

Indusoituneen magneettikehän pienuus saa aikaan sähköisesti varattujen hiukkasten pakoa Venuksen yläkaasukehästä. Yläkaasukehässä hiukkaset varautuvat ionisaation seurauksena, ja osa näistä hiukkasista saa energiaa suoraan aurinkotuulelta. Aurinkotuuli on magnetoitunutta plasmaa, ja sen virtausenergiaa voi siirtyä planeetan ioneille sähkömagneettisen vuorovaikutuksen kautta. Tämä energian lisäys kiihdyttää ioneja Venuksen painovoimakentästä pakenemiseen riittävään nopeuteen. Osa kiihtyneistä hiukkasista pakenee kaasukehästä aurinkotuulen virtaukseen, osa palaa takaisin suurella energialla lämmittäen kaasukehän ylimpiä kerroksia. Aurinkotuulen aiheuttamaa ionipakoa kutsutaan epätermiseksi kaasukehän eroosioksi. Terminen eroosio puolestaan aiheutuu kaasukehän neutraalien hiukkasten lämpöliikkeestä: termisessä tasapainotilanteessa pienellä osalla hiukkasista on aina pakonopeuden ylittävä nopeus. Tämä prosessi on nykyisellään Venukselle lähes merkityksetön, koska planeetan painovoima pystyy sitomaan raskaat hiukkaslajit (kuten hapen) kokonaan ja kevyemmätkin (vedyn ja heliumin) suurelta osin. Vuorovaikutus aurinkotuulen kanssa mahdollistaa raskaidenkin ionien energisoitumisen ja pakenemisen Venuksen kaasukehästä.

Venus Express

Venuksen ionipakoa ja plasmaympäristöä tutkitaan osana Euroopan avaruusjärjestö ESAn Venus Express -ohjelmaa. Venus Express on kiertänyt planeettaa 11. huhtikuuta 2006 lähtien. Luotaimen kiertoaika on noin 24 tuntia ja se on elliptisellä radalla, jonka lähin piste on planeetan pohjoisnavan yllä noin 200 km korkeudella. Radan kaukaisin piste on noin 11 Venuksen säteen (n. 67 000 km) etäisyydellä planeetan etelänavan yllä. Luotaimen mukana on seitsemän tieteellistä instrumenttia, joista yksi on ASPERA-4-hiukkasmittalaite. ASPERA-4 havaitsee varattuja ja neutraaleja hiukkasia. Mittauksista on pystytty erottamaan muun muassa planeetalta peräisin olevia happi- ja vetyioneja kaukana kaasukehästä Venuksen magneettikehän pyrstössä.

Ilmatieteen laitoksessa on kehitetty plasmafysiikkaan pohjautuva tietokonesimulaatio Venuksen vuorovaikutukselle aurinkotuulen kanssa. Simulaatio on osa numeerista malliperhettä, jota käytetään hiukkas- ja magneettikenttähavaintojen tulkinnassa aurinkokunnan eri kappaleilta. Alla olevassa kuvassa on havainnollistettu 3-ulotteisessa simulaatioajossa Venuksen kaasukehästä pakenevia happi-ioneja (oranssit nuolet) ja vetyioneja (siniset nuolet). Väritaso näyttää magneettikentän voimakkuuden Venuksen indusoituneessa magneettikehässä ja aurinkotuulen virtauksen planeetan lähellä.

Ionipakoa Venuksesta simulaatiossa

Tietokonesimulaatio Venuksen ja aurinkotuulen vuorovaikutuksesta. Aurinkotuuli kiihdyttää planeetan kaasukehän happi-ioneja (O+) ja vetyioneja (H+) aiheuttaen eroosiota. Kuva: Riku Järvinen

 

Venus näkyvässä valossa

Venus ihmissilmän näkemässä valossa.
Kuva: NASA/Mariner 10.
 
Venus infrapunavalossa
Kaasukehää Venuksen etelänavan ympäristössä kahdella eri infrapunan aallopituudella.
Kuva: ESA/Venus Express.
 
Venus ultraviolettivalossa.
Venus yhdellä ultravioletin aallonpituudella kuvattuna.
Kuva: ESA/Venus Express