Venus és molt semblant a la Terra en algunes característiques. Tanmateix, aquests dos planetes també presenten diferències significatives a causa de les peculiaritats de la formació i l'evolució de cadascun d'ells, i els científics identifiquen cada cop més característiques d'aquest tipus. Considerarem aquí amb més detall un dels trets distintius: la naturalesa especial del camp magnètic de Venus, però primer ens referirem a les característiques generals del planeta i algunes hipòtesis que afecten els problemes de la seva evolució.
Venus al sistema solar
Venus és el segon planeta més proper al Sol, veí de Mercuri i de la Terra. En relació a la nostra lluminària, es mou en una òrbita gairebé circular (l'excentricitat de l'òrbita venusiana és menor que la de la terra) a una distància mitjana de 108,2 milions de km. Cal tenir en compte que l'excentricitat és un valor variable, i en un passat llunyà podria ser diferent a causa de les interaccions gravitatòries del planeta amb altres cossos del sistema solar.
Venus no té satèl·lits naturals. Hi ha hipòtesis segons les quals el planeta va tenir un gran satèl·lit, que va ser posteriorment destruït per l'acció de les forces de marea operdut.
Alguns científics creuen que Venus va experimentar una col·lisió tangent amb Mercuri, fet que va fer que aquest últim fos llançat a una òrbita inferior. Venus va canviar la naturalesa de la rotació. Se sap que el planeta gira molt lentament (com fa Mercuri, per cert), amb un període d'uns 243 dies terrestres. A més, el sentit de la seva rotació és oposat al d' altres planetes. Es pot dir que gira, com si girés cap per avall.
Característiques físiques principals de Venus
Junt amb Mart, la Terra i Mercuri, Venus pertany als planetes terrestres, és a dir, és un cos rocós relativament petit de composició predominantment de silicats. És similar a la Terra en grandària (diàmetre 94,9% de la terra) i massa (81,5% de la terra). La velocitat d'escapament a la superfície del planeta és de 10,36 km/s (a la Terra és d'aproximadament 11,19 km/s).
De tots els planetes terrestres, Venus té l'atmosfera més densa. La pressió a la superfície supera les 90 atmosferes, la temperatura mitjana és d'uns 470 °C.
A la pregunta de si Venus té un camp magnètic, hi ha la següent resposta: el planeta pràcticament no té camp propi, però a causa de la interacció del vent solar amb l'atmosfera, un "fals" camp induït. sorgeix.
Una mica sobre la geologia de Venus
La gran majoria de la superfície del planeta està formada per productes del vulcanisme basàltic i és una combinació de camps de lava, estratovolcans, volcans en escut i altres estructures volcàniques. S'han trobat pocs cràters d'impacte, ia partir del recompte del seu nombre, es va concloure que la superfície de Venus no pot tenir més de mig milió d'anys. No hi ha indicis de tectònica de plaques al planeta.
A la Terra, la tectònica de plaques, juntament amb els processos de convecció del mantell, és el principal mecanisme per a la transferència de calor, però això requereix una quantitat suficient d'aigua. Cal pensar que a Venus, per manca d'aigua, la tectònica de plaques, o bé es va aturar en un estadi primerenc, o no va tenir lloc en absolut. Per tant, el planeta podria desfer-se de l'excés de calor interna només mitjançant el subministrament global de matèria del mantell sobreescalfada a la superfície, possiblement amb la destrucció completa de l'escorça.
Un esdeveniment així podria haver tingut lloc fa uns 500 milions d'anys. És possible que no fos l'únic en la història de Venus.
El nucli i el camp magnètic de Venus
A la Terra, el camp geomagnètic global es genera a causa de l'efecte dinamo creat per l'estructura especial del nucli. La capa exterior del nucli es fon i es caracteritza per la presència de corrents convectius que, juntament amb la ràpida rotació de la Terra, creen un camp magnètic força potent. A més, la convecció contribueix a la transferència de calor activa des del nucli sòlid intern, que conté molts elements pesants, inclosos els radioactius, la principal font d'escalfament.
Aparentment, al veí del nostre planeta, tot aquest mecanisme no funciona a causa de la manca de convecció al nucli exterior líquid; per això Venus no té camp magnètic.
Per què Venus i la Terra són tan diferents?
Les raons de la greu diferència estructural entre dos planetes similars en característiques físiques encara no estan del tot clares. Segons un model construït recentment, l'estructura interna dels planetes rocosos es forma en capes a mesura que augmenta la massa i l'estratificació rígida del nucli impedeix la convecció. A la Terra, el nucli de diverses capes, presumiblement, va ser destruït a l'alba de la seva història com a resultat d'una col·lisió amb un objecte bastant gran: Theia. A més, l'aparició de la Lluna es considera el resultat d'aquesta col·lisió. L'efecte de marea d'un gran satèl·lit sobre el mantell i el nucli de la Terra també pot tenir un paper important en els processos convectius.
Una altra hipòtesi suggereix que Venus originalment tenia un camp magnètic, però el planeta el va perdre a causa d'una catàstrofe tectònica o d'una sèrie de catàstrofes esmentades anteriorment. A més, en absència de camp magnètic, molts investigadors "culpen" la rotació massa lenta de Venus i la petita precessió de l'eix de rotació.
Característiques de l'atmosfera venusiana
Venus té una atmosfera extremadament densa, que consisteix principalment en diòxid de carboni amb una petita barreja de nitrogen, diòxid de sofre, argó i alguns altres gasos. Aquesta atmosfera serveix com a font d'un efecte hivernacle irreversible, evitant que la superfície del planeta es refredi de cap manera. Potser el règim tectònic "catastròfic" descrit més amunt del seu interior també és responsable de l'estat de l'atmosfera de l'"estrella del matí".
La part més gran de l'embolcall del gasVenus està tancada a la capa inferior, la troposfera, que s'estén a altituds d'uns 50 km. A d alt hi ha la tropopausa, i a sobre hi ha la mesosfera. El límit superior dels núvols, format per diòxid de sofre i gotes d'àcid sulfúric, es troba a una altitud de 60 a 70 km.
A l'atmosfera superior, el gas està fortament ionitzat per la radiació ultraviolada solar. Aquesta capa de plasma enrarit s'anomena ionosfera. A Venus, es troba a altituds de 120 a 250 km.
Magnetosfera induïda
És la interacció de les partícules carregades del vent solar i el plasma de l'atmosfera superior la que determina si Venus té un camp magnètic. Les línies de força del camp magnètic transportades pel vent solar es dobleguen al voltant de la ionosfera venusiana i formen una estructura anomenada magnetosfera induïda (induïda).
Aquesta estructura té els elements següents:
- Una ona de xoc de proa situada a una alçada d'aproximadament un terç del radi del planeta. En el pic de l'activitat solar, la regió on el vent solar es troba amb la capa ionitzada de l'atmosfera és molt més a prop de la superfície de Venus.
- Capa magnètica.
- La magnetopausa és en realitat el límit de la magnetosfera, situada a una altitud d'uns 300 km.
- La cua de la magnetosfera, on les línies del camp magnètic estirat del vent solar s'adrecen. La longitud de la cua magnetosfèrica de Venus és d'una a diverses desenes de radi planetari.
La cua es caracteritza per una activitat especial: els processos de reconnexió magnètica, que condueixen a l'acceleració de les partícules carregades. A les regions polars, com a resultat de la reconnexió, es poden formar paquets magnètics,semblant a la terra. Al nostre planeta, la reconnexió de línies de camp magnètic és la base del fenomen de les aurores.
És a dir, Venus té un camp magnètic format no per processos interns a les entranyes del planeta, sinó per la influència del Sol sobre l'atmosfera. Aquest camp és molt feble: la seva intensitat és, de mitjana, mil vegades més feble que la del camp geomagnètic terrestre, però té un paper determinat en els processos que tenen lloc a l'atmosfera superior.
La magnetosfera i l'estabilitat de la capa de gas del planeta
La magnetosfera protegeix la superfície del planeta de l'impacte de les partícules carregades d'energia del vent solar. Es creu que la presència d'una magnetosfera prou potent va fer possible l'aparició i el desenvolupament de la vida a la Terra. A més, la barrera magnètica impedeix fins a cert punt que el vent solar emporti l'atmosfera.
L'ultraviolat ionitzant també penetra a l'atmosfera, que no es veu retardada pel camp magnètic. D'una banda, per això, sorgeix la ionosfera i es forma una pantalla magnètica. Però els àtoms ionitzats poden sortir de l'atmosfera entrant a la cua magnètica i accelerant-hi. Aquest fenomen s'anomena fuga d'ions. Si la velocitat adquirida pels ions supera la velocitat d'escapament, el planeta perd ràpidament la seva embolcall gasosa. Aquest fenomen s'observa a Mart, que es caracteritza per una gravetat feble i, per tant, una velocitat d'escapament baixa.
Venus, amb la seva gravetat més forta, reté els ions de la seva atmosfera amb més eficàcia, ja que necessitenagafa més velocitat per sortir del planeta. El camp magnètic induït del planeta Venus no és prou potent com per accelerar significativament els ions. Per tant, la pèrdua d'atmosfera aquí no és tan significativa com a Mart, malgrat que la intensitat de la radiació ultraviolada és molt més alta a causa de la proximitat al Sol.
Per tant, el camp magnètic induït de Venus és un exemple de la complexa interacció de l'atmosfera superior amb diversos tipus de radiació solar. Juntament amb el camp gravitatori, és un factor en l'estabilitat de la capa gasosa del planeta.
