Վեներան որոշ բնութագրերով շատ նման է Երկրին: Այնուամենայնիվ, այս երկու մոլորակները նույնպես ունեն զգալի տարբերություններ՝ կապված դրանցից յուրաքանչյուրի ձևավորման և էվոլյուցիայի առանձնահատկությունների հետ, և գիտնականները գնալով ավելի շատ են բացահայտում նման հատկանիշներ։ Մենք այստեղ ավելի մանրամասն կքննարկենք տարբերակիչ հատկանիշներից մեկը՝ Վեներայի մագնիսական դաշտի առանձնահատուկ բնույթը, սակայն նախ կանդրադառնանք մոլորակի ընդհանուր բնութագրերին և նրա էվոլյուցիայի վրա ազդող որոշ վարկածներին։
Վեներան արեգակնային համակարգում
Վեներան Արեգակին ամենամոտ երկրորդ մոլորակն է, Մերկուրիի և Երկրի հարևանը: Մեր լուսատուի համեմատ այն շարժվում է գրեթե շրջանաձև ուղեծրով (Վեներայի ուղեծրի էքսցենտրիկությունը ավելի փոքր է, քան երկրայինը) 108,2 միլիոն կմ միջին հեռավորության վրա։ Հարկ է նշել, որ էքսցենտրիկությունը փոփոխական արժեք է, և հեռավոր անցյալում այն կարող էր տարբեր լինել Արեգակնային համակարգի այլ մարմինների հետ մոլորակի գրավիտացիոն փոխազդեցությունների պատճառով։
Վեներան բնական արբանյակներ չունի: Կան վարկածներ, ըստ որոնց մոլորակը ժամանակին ունեցել է մեծ արբանյակ, որը հետագայում ոչնչացվել է մակընթացային ուժերի կամկորցրել։
Որոշ գիտնականներ կարծում են, որ Վեներան շոշափող բախում է ապրել Մերկուրիի հետ, որի արդյունքում վերջինս նետվել է ավելի ցածր ուղեծիր: Վեներան փոխեց պտույտի բնույթը։ Հայտնի է, որ մոլորակը չափազանց դանդաղ է պտտվում (ի դեպ, Մերկուրին նույնպես)՝ մոտ 243 երկրային օր ժամանակահատվածով։ Բացի այդ, նրա պտտման ուղղությունը հակառակ է մյուս մոլորակների ուղղությանը։ Կարելի է ասել, որ պտտվում է, կարծես գլխիվայր շրջվում է։
Վեներայի հիմնական ֆիզիկական առանձնահատկությունները
Մարի, Երկրի և Մերկուրիի հետ միասին Վեներան պատկանում է երկրային մոլորակներին, այսինքն՝ այն համեմատաբար փոքր ժայռային մարմին է՝ հիմնականում սիլիկատային կազմով։ Այն նման է Երկրին իր չափսերով (տրամագիծը՝ 94,9% երկրագնդի) և զանգվածով (երկրի 81,5%)։ Մոլորակի մակերեսի վրա փախուստի արագությունը 10,36 կմ/վ է (Երկրի վրա՝ մոտավորապես 11,19 կմ/վ):
Երկրային բոլոր մոլորակներից Վեներան ունի ամենախիտ մթնոլորտը: Մակերեւույթի վրա ճնշումը գերազանցում է 90 մթնոլորտը, միջին ջերմաստիճանը մոտ 470 °C է։
Հարցին, թե արդյոք Վեներան ունի մագնիսական դաշտ, կա հետևյալ պատասխանը. մոլորակը գործնականում չունի սեփական դաշտ, սակայն արեգակնային քամու փոխազդեցության պատճառով մթնոլորտի հետ առաջանում է «կեղծ» առաջացած դաշտ։ առաջանում է։
Մի քիչ Վեներայի երկրաբանության մասին
Մոլորակի մակերևույթի ճնշող մեծամասնությունը ձևավորվում է բազալտային հրաբխային գոյացությունների արդյունքում և իրենից ներկայացնում է լավայի դաշտերի, ստրատովոլկանների, վահանային հրաբուխների և այլ հրաբխային կառույցների համադրություն: Մի քանի հարվածային խառնարաններ են հայտնաբերվել, ևՆրանց թվի հաշվման հիման վրա եզրակացություն է արվել, որ Վեներայի մակերեսը չի կարող ավելի հին լինել, քան կես միլիարդ տարի: Մոլորակի վրա թիթեղների տեկտոնիկայի նշաններ չկան։
Երկրի վրա թիթեղների տեկտոնիկան, թիկնոցի կոնվեկցիոն պրոցեսների հետ միասին, ջերմության փոխանցման հիմնական մեխանիզմն է, սակայն դրա համար անհրաժեշտ է բավարար քանակությամբ ջուր: Պետք է մտածել, որ Վեներայի վրա ջրի բացակայության պատճառով թիթեղների տեկտոնիկան կամ կանգ է առել վաղ փուլում, կամ ընդհանրապես չի կայացել։ Այսպիսով, մոլորակը կարող է ազատվել ավելորդ ներքին ջերմությունից միայն մակերեսին գերտաքացած թիկնոցի նյութի գլոբալ մատակարարման միջոցով, հնարավոր է ընդերքի ամբողջական ոչնչացմամբ։
Ուղղակի նման իրադարձություն կարող էր տեղի ունենալ մոտ 500 միլիոն տարի առաջ։ Հնարավոր է, որ այն միակը չէր Վեներայի պատմության մեջ։
Վեներայի միջուկը և մագնիսական դաշտը
Երկրի վրա գլոբալ գեոմագնիսական դաշտն առաջանում է միջուկի հատուկ կառուցվածքով ստեղծված դինամոյի էֆեկտի շնորհիվ: Միջուկի արտաքին շերտը հալված է և բնութագրվում է կոնվեկտիվ հոսանքների առկայությամբ, որոնք Երկրի արագ պտույտի հետ միասին ստեղծում են բավականին հզոր մագնիսական դաշտ։ Բացի այդ, կոնվեկցիան նպաստում է ջերմության ակտիվ փոխանցմանը ներքին պինդ միջուկից, որը պարունակում է բազմաթիվ ծանր, ներառյալ ռադիոակտիվ տարրեր, որոնք ջեռուցման հիմնական աղբյուրն են:
Երևում է, մեր մոլորակի հարևանում այս ամենը չի գործում հեղուկ արտաքին միջուկում կոնվեկցիայի բացակայության պատճառով, ահա թե ինչու Վեներան մագնիսական դաշտ չունի։
Ինչու են Վեներան և Երկիրն այդքան տարբեր:
Ֆիզիկական բնութագրերով նման երկու մոլորակների կառուցվածքային լուրջ տարբերության պատճառները դեռ լիովին պարզ չեն: Համաձայն վերջերս կառուցված մոդելներից մեկի՝ ժայռոտ մոլորակների ներքին կառուցվածքը ձևավորվում է շերտերով, երբ զանգվածը մեծանում է, և միջուկի կոշտ շերտավորումը կանխում է կոնվեկցիան: Երկրի վրա բազմաշերտ միջուկը, ենթադրաբար, ոչնչացվել է իր պատմության արշալույսին բավականին մեծ օբյեկտի՝ Թեիայի հետ բախման արդյունքում։ Բացի այդ, Լուսնի առաջացումը համարվում է այս բախման արդյունք։ Մեծ արբանյակի մակընթացային ազդեցությունը Երկրի թիկնոցի և միջուկի վրա կարող է նաև էական դեր խաղալ կոնվեկտիվ գործընթացներում։
Մեկ այլ վարկած ենթադրում է, որ Վեներան ի սկզբանե ունեցել է մագնիսական դաշտ, սակայն մոլորակը կորցրել է այն տեկտոնական աղետի կամ վերը նշված մի շարք աղետների պատճառով: Բացի այդ, մագնիսական դաշտի բացակայության դեպքում շատ հետազոտողներ «մեղադրում են» Վեներայի չափազանց դանդաղ պտույտը և պտտման առանցքի փոքր չափի առաջացումը։
Վեներայի մթնոլորտի առանձնահատկությունները
Վեներան ունի չափազանց խիտ մթնոլորտ, որը հիմնականում բաղկացած է ածխածնի երկօքսիդից՝ ազոտի, ծծմբի երկօքսիդի, արգոնի և որոշ այլ գազերի փոքր խառնուրդով։ Նման մթնոլորտը ծառայում է որպես անդառնալի ջերմոցային էֆեկտի աղբյուր՝ թույլ չտալով մոլորակի մակերեսի սառչումը ցանկացած կերպ։ Թերևս նրա ինտերիերի վերը նկարագրված «աղետալի» տեկտոնական ռեժիմը նույնպես պատասխանատու է «առավոտյան աստղի» մթնոլորտի վիճակի համար։
Գազի ծրարի ամենամեծ մասըՎեներան պարփակված է ստորին շերտում՝ տրոպոսֆերայում, տարածվում է մոտ 50 կմ բարձրությունների վրա։ Վերևում տրոպոպաուզան է, իսկ վերևում՝ մեզոսֆերան։ Ամպերի վերին սահմանը, որը բաղկացած է ծծմբի երկօքսիդից և ծծմբաթթվի կաթիլներից, գտնվում է 60–70 կմ բարձրության վրա։
Մթնոլորտի վերին հատվածում գազը ուժեղ իոնացվում է արևի ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման հետևանքով: Հազվագյուտ պլազմայի այս շերտը կոչվում է իոնոսֆերա: Վեներայի վրա այն գտնվում է 120–250 կմ բարձրությունների վրա։
Ինդուկացված մագնիսոլորտ
Արեգակնային քամու լիցքավորված մասնիկների և մթնոլորտի վերին պլազմայի փոխազդեցությունն է, որը որոշում է Վեներայի մագնիսական դաշտի առկայությունը: Արեգակնային քամու կողմից կրվող մագնիսական դաշտի ուժի գծերը թեքվում են Վեներայի իոնոսֆերայի շուրջ և ձևավորում կառուցվածք, որը կոչվում է ինդուկտացված (ինդուկտիվ) մագնիտոսֆերա։
Այս կառուցվածքն ունի հետևյալ տարրերը՝
- Աղեղային հարվածային ալիք, որը գտնվում է մոլորակի շառավիղի մոտ մեկ երրորդի բարձրության վրա: Արեգակնային ակտիվության գագաթնակետին շրջանը, որտեղ արևային քամին հանդիպում է մթնոլորտի իոնացված շերտին, շատ ավելի մոտ է Վեներայի մակերեսին։
- Մագնիսական շերտ.
- Մագնետոպաուզան իրականում մագնիտոսֆերայի սահմանն է, որը գտնվում է մոտ 300 կմ բարձրության վրա:
- Մագնիտոֆերայի պոչը, որտեղ ուղղվում են արևային քամու ձգված մագնիսական դաշտի գծերը: Վեներայի մագնիսոլորտային պոչի երկարությունը մեկից մինչև մի քանի տասնյակ մոլորակային շառավիղ է։
Պոչը բնութագրվում է հատուկ ակտիվությամբ՝ մագնիսական վերամիացման գործընթացներով, որոնք հանգեցնում են լիցքավորված մասնիկների արագացման։ Բևեռային շրջաններում վերամիացման արդյունքում կարող են ձևավորվել մագնիսական կապոցներ,նման է երկրին: Մեր մոլորակի վրա մագնիսական դաշտի գծերի վերամիացումը ընկած է բևեռափայլերի երևույթի հիմքում։
Այսինքն՝ Վեներան ունի մագնիսական դաշտ, որը ձևավորվել է ոչ թե մոլորակի աղիքներում տեղի ունեցող ներքին գործընթացների, այլ մթնոլորտի վրա Արեգակի ազդեցության հետևանքով։ Այս դաշտը շատ թույլ է. դրա ինտենսիվությունը միջինում հազար անգամ ավելի թույլ է, քան Երկրի գեոմագնիսական դաշտը, սակայն որոշակի դեր է խաղում մթնոլորտի վերին հատվածում տեղի ունեցող գործընթացներում։
Մագնիտոսֆերան և մոլորակի գազային թաղանթի կայունությունը
Մագնիտոֆերան պաշտպանում է մոլորակի մակերեսը արևային քամու էներգետիկ լիցքավորված մասնիկների ազդեցությունից։ Ենթադրվում է, որ բավականաչափ հզոր մագնիտոսֆերայի առկայությունը հնարավոր է դարձրել Երկրի վրա կյանքի առաջացումը և զարգացումը: Բացի այդ, մագնիսական պատնեշը որոշ չափով թույլ չի տալիս մթնոլորտը քշել արևային քամու կողմից։
Իոնացնող ուլտրամանուշակագույնը նույնպես ներթափանցում է մթնոլորտ, որը չի հետաձգվում մագնիսական դաշտի կողմից։ Մի կողմից սրա շնորհիվ առաջանում է իոնոսֆերան և ձևավորվում է մագնիսական էկրան։ Բայց իոնացված ատոմները կարող են լքել մթնոլորտը՝ մտնելով մագնիսական պոչը և արագանալով այնտեղ։ Այս երեւույթը կոչվում է ion runaway: Եթե իոնների կողմից ձեռք բերված արագությունը գերազանցում է փախուստի արագությունը, մոլորակը արագորեն կորցնում է իր գազային ծրարը: Նման երեւույթ նկատվում է Մարսի վրա, որը բնութագրվում է թույլ ձգողականությամբ և, համապատասխանաբար, փախուստի ցածր արագությամբ։
Վեներան, իր ավելի ուժեղ ձգողականությամբ, ավելի արդյունավետ է պահում իր մթնոլորտի իոնները, քանի որ դրանք անհրաժեշտ ենավելի շատ արագություն հավաքեք մոլորակը լքելու համար: Վեներա մոլորակի առաջացած մագնիսական դաշտը այնքան հզոր չէ, որ զգալիորեն արագացնի իոնները: Հետևաբար, մթնոլորտի կորուստն այստեղ այնքան զգալի չէ, որքան Մարսի վրա, չնայած այն հանգամանքին, որ ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման ինտենսիվությունը շատ ավելի բարձր է Արեգակին մոտ գտնվելու պատճառով:
Այսպիսով, Վեներայի առաջացած մագնիսական դաշտը մթնոլորտի վերին մասի բարդ փոխազդեցության օրինակներից մեկն է արեգակնային տարբեր տեսակների ճառագայթման հետ: Գրավիտացիոն դաշտի հետ միասին դա մոլորակի գազային թաղանթի կայունության գործոն է։
