Misiune de pionierat pe Venus
"Aceste nave lansate in spatiu au petrecut 14 ani studiind atmosfera, norii, si imprejurimile spatiale ale celorlalte planete vecine. Rezultatele explica uimitoarele evolutii paralele si contradictorii ale Pamantului si ale planetei Venus".
Se spune adesea ca planeta Venus este sora «geamana» a Pamantului, asta pentru ca are cam aceeasi marime si se afla la o distanta asemanatoare de Soare. Initiatorii miscarii de cercetare pe Venus de la National Aeronautics and Space Administration au descoperit ca relatia dintre cele doua planete nu este totusi chiar asa de stransa. Planeta Venus «se coace» intr-o atmosfera grea de dioxid de carbon iar norii formati deasupra contin acid sulfuric, ceea ce este profund daunator, iar lipsa planetei de camp magnetic face ca partea superioara a atmosferei sa absoarba continuu particule incarcate emise de Soare. In octombrie 1992 ni s-a oferit ocazia de a studia indeaproape ostilul mediu venuzian pe cand nava Pioneer Mission a luat foc ca un meteor in densa atmosfera venuziana. Pieirea echipajului a marcat sfarsitul unei epoci de investigatii spatiale pentru USA.. Limitarea resurselor bugetare din momentul actual nu poate oferi o garantie a unei noi apropieri de planeta vecina. Informatiile spilcuite de echipaj completeaza binecunoscutele imagini transmise de pe nava Magellan. Aceasta s-a axat indeosebi pe studiul suprafetei acesteia precum si a structurii ei interne. Comparativ, echipa Pioneer Venus a strans date privitor la compozitia si dinamica atmosferei planetei precum si al mediului interplanetar.
Aceste descoperiri ilustreaza modul in care mici diferente de structura fizica au supus cele doua planete unor evolutii diferite. Astfel de cunostinte vor ajuta oamenii de stiinta sa-si dea seama cum vor schimba oamenii mediul terestru in care se dezvolta. Pioneer Venus detine doua parti:Orbita (the Orbiter) si Sondele Spatiale (Multiprobe) care la randul lor cuprind patru parti: una mare si trei mai mici, construite pentru a patrunde in atmosfera venuziana si transmitand de acolo vesti despre situatia locala inregistrata pe parcurs. Orbita, intesata de zeci de instrumente cu ajutorul carora se examineaza textura atmosferei superioara pe Venus, patura incarcata electric dintre atmosfera si spatiul ext 141j98b ern. Sondele spatiale au fost lansate in august 1978 si au ajuns pe Venus pe 9 decembrie in acelasi an. Cu 24 de zile mai inainte de sosire, acest autobuz ce transporta sonde a eliberat-o pe cea mai mare dintre ele, ca mai apoi, 5 zile mai tarziu sa le elibereze si pe celorlalte trei pentru ca acestea sa-si poata incepe separat activitatea. Sondele s-au aflat atat la altitudini joase cat si la cele mai ridicate, atat pe parcursul zilei cat si pe timp de noapte. Astfel, informatiile au permis cercetatorilor sa-si creeze o imagine inteligibila a structurii atmosferei de pe Venus. Orbita a pornit de pe Pamant in mai 1978 insa a urmat un alt drum, mai lung, decat sondele, incat a ajuns dupa 5 zile, pe 4 decembrie. Atunci echipajul a parcurs o distanta de 150-200 kilometri insa in total 66900 kilometri. In timpul celei mai apropiate cercetari pe Venus, instrumentele au putut detecta in mod direct ionosfera planetei si atmosfera superioara a acesteia. 12 ore mai tarziu, Orbita s-a indepartat destul de mult de planeta asa incat echipamentul avizat sa obtina imagini elocvente de ansamblu ale acesteia si sa scruteze imprejurimile.
Atractia gravitationala a Soarelui a modificat forma sondei. Incepand din 1986, gravitatia in jurul Soarelui a determinat Orbita sa se apropie cat mai mult de planeta. Cand navele implicate au ramas fara combustibil, ele s-au avantat succesiv si mai puternic in atmosfera planetei vecine pana cand au pierit cu desavarsire. Cu mult inainte de sosirea lui Pioneer Venus, astronomii au ajuns la concluzia ca Venus nu este tocmai vecinul atat de asemanator Pamantului. Pe cand acesta detine conditii propice dezvoltarii vietii si apei ,Venus este practic iadul planetar. Temperatura la suprafata sa este de 450 grade Celsius, mai departe decat punctul maxim de topire. Presiunea atmosferica la nivelul solului este de aproape 43 de ori mai mare decat cea de pe Pamant, la nivelul marii. Insa, chiar si cu exceptia caldurii si presiunii, aerul ar fi mposibil de respirat pentru fiintele umane. Atmosfera Pamantului contine 78% nitrogen si 21% oxigen. Comparativ cu aceasta, atmosfera mult mai densa de pe Venus contine aproape exclusiv dioxid de carbon. Nitrogenul, al doilea gaz foarte dens dupa el se afla intr-un procent de 3,5%. Amandoua planetele detin acelasi continut de nitrogen insa atmosfera de pe Venus contine de 30000 de ori mai mult dioxid de carbon decat Pamantul. De fapt, si Pamantul detine o cantita de dioxide de carbon comparabila cu cea de pe Venus, numai ca pe Pamant acesta ce grupeaza in roci de carbon si nu se afla in forma gazoasa in aer. Aceasta deosebire neta intre ele se impune ca o diferentiere drastica dintre cele doua planete. Cea mai mare nava trimisa de Pioneer Venus a adus cu sine un spectometru si o cromatograma a gazului, instrumente ce au masurat cu acuratete compozitia atmosferei pe Venus.
Janet G. Luhmann, James B. Pallack si Lawrence Colin au studiat diversele aspecte ale planetei Venus si de alte misiuni in spatiu. Luhmann si-a luat diploma in astronomie la Universitatea din Maryland in 1974. Incepand cu 1980 a lucrat ca om de stiinta la Institutul de Geofizica si de Fizica Planetara la Universitatea din California, in Los Angeles. Multe dintre lucrarile ei erau asupra interactiunii dintre planete si maselor de aer de la Soare . Pollack si-a obtinut diploma in astronomie in 1965, Universitatea Harvard. A fost un om de stiinta si a lucrat la National Aeronautics and Space Administration Ames Research Centre inca din 1970. In timpul tuturor acestor ani, a luat parte la multe misiuni planetare realizate de NASA, incluzand misiunea Galileo pe Jupiter. Colin si-a perfectat studiile cu cele de inginerie electrica la Universitatea din Stranford in 1964. De atunci, el a lucrat ca un tehnician al spatiului aerian la Ames Research Centre, unde s-a specializat in fizica atmosferica si in spatiu.
Orbita, insarcinata cu misiunea Pioneer Venus a strabatut in mod constant 200 km deasupra norilor grei de acid sulfuric. Pe parcursul celor 14 ani de cercetare ai sai, sonda a facut inconjurul planetei de 5055 ori adunand date despre atmosfera acesteia si despre mediul spatial inconjurator.
Vanturi puternice pe deasupra norilor venuzieni se misca de 60 de ori mai repede decat planeta insasi. Aceste imagini ce imita ultravioletele, luate de pe Orbita arata dispunerea capricioasa a a norilor. Circulatia aerului este condusa de radiatia solara care catre sud, cunoscuta si sub numele de celula Hadley. Rotatia aerului transforma aceste celule in zone vantoase predominant orientate catre vest si cere se pot trnsforma in vartejuri.
ATMOSFERA INCINSA SI DAUNATOARE A PLANETEI VENUS
Norii opaci si atmosfera densa a lui Venus capteaza si emit radiatii termice, ceea ce confera o temperatura arzatoare de 450 grade Celsius suprafetei. Convectia s-a dovedit ineficienta in a indeparta caldura de la suprafata. Norii sunt produsul unui ciclu chimic ce include sulful. Prin procesul mineral de stocare, pietrele de pe rocile de la suprafata interactioneaza cu monoxidul de carbon si cu dioxidul de carbon din atmosfera si elibereaza COS (sulfida carbonica) care reactioneaza la randul ei cu gazele bogate in oxigen pentru a produce dioxid de sulf. In zona fotochimica, deasupra norilor, dioxidul de sulf interactioneaza cu apa si cu razele solare ultraviolete dand nastere la picaturi de acid sulfuric. Acestea se absorb in zona de condensare si in timp se vor forma in urma coliziunii si a imbinarii cu vapori de acid sulfuric si cu apa din aer. In zonele fierbinti din zona apropiata solului particulele se vaporizeaza si se desprind in dioxid de sulf si vapori de apa.
Unul dintre cele mai uimitoare aspecte ale atmosferei venuziene este ariditatea. Aceasta detine doar de 100000 ori apa din oceanele de pe Pamant. Daca ar putea fi cumva condensata la suprafata ar putea crea o mare baltoaca cu o adancime de doar cativa centrimeti. Spre deosebire de Pamant, Venus contine putin daca nu deloc oxigen molecular in atmosfera inferioara. Oxigenul abundent din atmosfera de pe Pamant este rezultatul fotosintezei plantelor; daca n-ar fi existat reactivitatea fiintelor vii si P amantul ar fi sarac in oxigen. Atmosfera de pe Venus este mai bogata decat cea de pe Pamant in gaze ce contin sulfati, in primul rand dioxid de sulf. Pe Pamant ploaia indeparteaza eficient astfel de gaze din atmosfera. Constituenti mai putin importanti din atmosfera de pe Venus ce au fost depistati de catre echipaj in spatiu ofera indicii asupra istoriei planetei. Gazul inert Argon 40 care se afla in interiorul rocilor isi croieste drum la suprafata unde acumuleaza eoni. Echipajul din spatiu a gasit mult mai putin Argon 40 in atmosfera de pe Venus decat pe Pamant.
Aceasta releva o mare diferenta intre cum caldura strabate de la interior catre suprafata pe fiecare planeta.
Nava Magellan a gasit recent probe ale unui vulcanism precoce descoperit pe Venus insa nici un semn in legatura cu placile tectonice care mentin suprafata Pamantului activa si tanara. Pioneer Venus a redat si alte modalitati prin care a dovedit ca Venus este mai primitiva decat Pamantul. Atmosfera de pe Venus contine concentratii ridicate de gaze inerte, nobile - in special neon si alti izotopi de argon - decat inca de la nasterea planetelor. Aceasta deosebire sugereaza ca Venus a retinut o cantitate mult mai mare in atmosfera actuala. Mare parte din atmosfera veche se poate sa fie degajata si pierduta in spatiu atunci cand lumea noastra a fost zguduita de un corp de dimensiunea planetei Marte. Multi cercetatori ai planetelor cred acum ca Luna s-a format printr-o cumulare de nori, rezultat acestui impresionabil contact.
Atmosfera densa in care predomina dioxid de carbon este direct si exclusiv responsabila de neprimitoarele conditii pentru a supravietui pe Venus. Pe un corp lipsit de aer, asa cum este Luna, temperatura depinde doar de echilibrul dintre cantitatea de lumina emisa de Soare pe care solul o absoarbe si de gradul de caldura pe care o emite din spatiu. Astfel, existenta unei atmosfere complica situatia pentru ca aceasta ar bloca parte de lumina din a ajunge la sol si favorizeaza ridicarea caldurii. Dar si mai relevant, gazele din atmosfera absorb radiatii termice si le reemit; de aici urmeaza apoi incalzirea suprafetei numita efect de sera. Din cauza faptului ca atmosfera actioneaza ca o sera, lumina patrunde dar razele infrarosii nu pot iesi cauzand temperaturi ridicate. Intensitatea acestui efect depinde de cat de complet gazele din atmosfera capteaza radiatii infrarosii. Principalele gaze de sera pe Pamant - dioxidul de carbon si vaporii de apa - absorb parti intregi ale spectrumului infrarosu. Teoretic, acumularea a tot mai multor raze in aer, ar creste eficienta efectului de sera si tocmai de aceea se tem oamenii de impactul climateric al dioxidului de carbon ce se elibereaza din activitatea umana. Atmosfera pe Pamant este favorabila dispersiei de raze infrarosii cu lungimi de unda cuprinse intre 8 si 13 microni sau a un milion parte dintr-un metru (cu toate ca ozonul, metanul, freonul si alte gaze absorb raze prin zone inguste ale straturilor). Aceasta fereastra deschisa a fenomenului de sera din atmosfera reduce gradul de caldura detinut. Pioneer Venus a dovedit ca efectul de sera este mult mai eficace pe Venus. Date din patru dintre probele atmosferice au facut posibila crearea unui model matematic care se apropie de temperaturile analizate a diverse inaltimi. De la acel model s-a dedus ca dioxidul de carbon este elementul principal in cazul efectului de sera, dar ca consecintele sunt sporite apoi de vaporii de apa, de nori, de dioxid de suf si monoxid de carbon. Amestecul de gaze si particule din atmosfera de pe Venus blocheaza radiatii termice de orice lungime de unda ocolind risipirea caldurii in spatiu si redand temperaturi covarsitoare la suprafata. Aceste rezultate evidentiaza importanta de a sti mai multe despre gazele care provin din activitatea umana relativ la efectul de sera si modul in care ele afecteaza mediul terestru. Astronomii s-au intrebat indelung cauza pentru care s-a inregistrat o asemenea ariditatea si infierbantare comparativ cu Pamantul mai ales ca cele doua planete au avut din start cam aceleasi componente atmosferice. Conform teoriei recent emise, cele doua planete s-au dezvoltat interactionand si captand corpuri mai mici. In acest proces, ele au expulzat acele corpuri care s-au intersectat cu celelalta planeta. De aici, Pamantul si Venus trebuie ca au acumulat corpuri bogate in apa chiar daca la inceput apa era distribuita neomogen de noul sistem solar.
Cantitatea de dioxid de carbon si nitrogen aproape egala de pe cele doua planete duc cu gandul la ideea ca odata au existat si cantitati de apa considerabile. Tanarul Pamant si Venus si-au creat intr-un timp relativ scurt atmosfere dense din gaze emise din interior si din resturile de corpuri inghetate are s-au ciocnit. Apa de pe Pamant s-a condensat in lacuri si oceane ceea ce s-a dovedit de o importanta capitala pentru evolutia climaterica a planetei. O cantitate mare din dioxidul de carbon aflat in aer a fost acumulat in carbonati solizi, un proces des intalnit odata cu faramitarea rocilor in apa. Chiar si Venus se poate sa fi detinut intinse oceane pe la inceputurile sale. Nou-nascutul Soare emitea cu aproape 30% mai putina lumina decat in prezent asa ca temperatura pe Venus se poate sa fi fost cu mult temperatura de fierbere a apei (Venus descrie o orbita fata de Soare cu 0,72 mai mare decat Pamantul). Cu toate ca Soarele este foarte puternic, temperatura pe Venus se apropie de-abia de punctul de fierbere. De aici incolo, tot dioxidul de carbon eliberat de vulcani sau redat de vreun impact, nu va mai putea fi indepartat din atmosfera prin efectele efectele chimice ale climei. Pe masura ce dioxidul de carbon se acumuleaza in atmosfera efectul de sera se amplifica. Rezultatele finale constau in evidentierea faptului ca lumea actual este coplesita de acest gaz. Dupa ce apa oceanelor fierbe , atmosfera de pe Venus ar trebui sa fie plina de vapori de apa, ceea ce insa nu s-a inregistrat. Prin urmare, unde s-a dus toata apa ? Pioneer Venus a contribuit la lamurirea acestor chestiuni.
Echipajul trimis afirma ca pe Venus continua si acum sa fiarba apa. Moleculele de apa care circula pe deasupra paturii de nori interactioneaza cu radiatiile solare si alte molecule. In acest proces, moleculele de apa se separa in oxigen si hidrogen. Usurinta atomilor de hidrogeni ii face sa se disperseze in spatiu prin interactiune cu atomi energetici si ioni din atmosfera superioara sau cu masele de aer provenite de la Soare, redat printr-un val de particule incarcate. Atomii de oxigeni eliberati se pot combina cu minerale la suprafata sau se pot si ei risipi prin interactia cu masele de aer. Acum cateva miliarde de ani atmosfera superioara de pe Venus continea mult mai multa apa decat acum iar Soarele de atunci emitea mult mai multe raze ultraviolete energetice. Amandoi factorii au grabit procesul prin care apa de pe Venus a fost limitata prin transmigrarea ei in spatiu.
Calculele arata ca in cele mai bine de 4,5 miliarde de ani ale sistemului solar, Venus ar fi putut pierde tot atata apa pe cat se afla in oceanele de pe Pamant. Acesta n-a inregistrat niciodata atatea pierderi de apa datorita temperaturii sale moderate. Ape pe Pamant ramane in cea mai mare parte in atmosfera inferioara, foarte putina ajunge in cea superioara unde s-ar putea pierde pentru totdeauna. Pe cand apa oceanelor de pe Venus a fiert,atmosfera s-a tot incins cedand din ce in ce mai multi vapori in atmosfera superioara si totusi a mai ramas ceva apa. Observatii asupra atmosferei superioare de pe Venus facute de echipa Pioneer Venus implica faptul ca acum planeta pierde cam 5x1025 atomi de hidrogen si ioni in fiecare secunda. In acest caz, intreaga cantitate de apa din aer va disparea in aproximativ 200 de milioane de ani. Venus detine o vechime de 20 de ani pe atat, asa ca un anumit mecanism trebuie sa actioneze pentru a putea compensa apa pe care planeta o pierde in mod constant. Apa provine in principiu dintr-un amestec de surse externe (impactul cu cometele si asteroizii glaciari) si interne (eruptii vulcanice, disiparea omogena a gazelor pe suprafata planetei). Pentru ca explicatiile privitoare la pierderile de apa sunt doar documentare este posibil ca echipa trimisa sa fi analizat fiecare fir de apa din atmosfera planetei pentru a reda cu acuratete dovezi.
In ciuda lipsei de apa, Venus este acoperit de nori grosi care impiedica patrunderea telescopului pe suprafata sa iar natura lor a dat de furca timp indelungat. In vremea cercetarilor efectuate s-au strans dovezi palpabile cum ca norii erau aproape exclusiv compusi din concentratii de acid sulfuric si apa. Cu toate acestea nu s-a putut depista sursa acestor picaturi de apa, insa intr-un final lucrurile s-au lamurit.
Pe cand Orbita inconjura planeta s-a patruns si in patura de nori cu ajutorul spectrometului cu ultraviolete care a stabilit structura caracteristica a emiterii si absorbtiei ai diversilor atomi si molecule. Deasemenea, cromatograma pentru gaz de pe cea mai mare nava spatiala trimisa a identificat compozitia zonei de dincolo de patura principala de nori . Rezultatele acestor studii arata ca acidul sulfuric din nori provine de la dioxidul de sulf din atmosfera.
Spre stratul superior al norilor, la aproximativ 60 sau 70 kilometri deasupra solului, razele ultraviolete ce vin de la Soare impart dioxidul de sulf in fragmente moleculare cunoscute si drept radicali.
MASA DE AER provenita de la Soare interactioneaza cu atmosfera superioara de pe Venus pentru ca planeta nu detine camp magnetic substantial. Acolo unde aceasta strabate planeta se formeaza o arcada de soc. Anumiti atomi neutrii (rosu) din atmosfera superioara devin ioni incarcati electric (portocaliu) care sunt mai apoi luati de masa de aer ce provine de la Soare. Radiatiile solare dau deasemenea permanent nastere la o patura incarcata, la ionosfera (zona marcata cu albastru) care se formeza la altitudini joase la nivelul planetei.
Acesti radicali creaza o serie de reactii chimice cu alti radicali proveniti din apa, in cele din urma producand mici picaturi de acid sulfuric. Forta gravitationala si curentii de aer provoaca curgerea picaturilor de apa. Pe cand acestea cad se unesc cu altele si se formeaza altele mai mari captand in acelasi timp acid sulfuric din aer. Spre primul strat al norilor, particulele de acid sulfuric se impart iarasi in dioxid de sulf si vapori de apa. Instrumentele de pe navele din spatiu au detectat particule mici (mai putin dintr-a mia parte dintr-un milimetru) la latitudini cuprinse intre 48 si 30 kilometri. Miscarile aerului preiau aceste particule impreuna cu vapori de acid sulfuric ducandu-le spre altitudini mai inalte si mai reci unde acidul sulfuric se condenseaza repede in particule, producand paturi mult mai groase de particule concentrate la baza norilor. Densitatea lor variaza in functie de zona ; in cea mai joasa regiune a norilor, probabil din cauza neregularitatii,cauzeaza miscari oscilante. O observatie a misiunii in legatura cu acesta chestiune a produs mult entuziasm dar si controverse. In procesul de descriere a chimiei sulfului pe Venus,Orbita a inregistrat o descrestere constanta si semnificativa a concentratiei de dioxid de sulf in partea superioara a norilor. Anumiti cercetatori interpreteaza aceasta ca o dovada a eruptiei unui vulcan gigantic care a improscat sulf in atmosfera in perioada premergatoare sosirii echipajului -un semn extraordinar, tradus prin faptul ca Venus ar putea detine vulcani activi pe cale sa erupa. Odata cu incetarea eruptiei scade si nivelul de sulf, asa cum s-a constatat. Alte observatii au adus in prim plan faptul inarcarea compozitiei aerului poate fi produsul unei variatii normale a circulatiei aerului. Problema ramane insa nerezolvata. Desi chestiunea dioxidului de sulf ramane ca si mai inainte, echipa furnizat si alte detalii de controversa despre circulatia aerului de pe Venus. Astfel de informatii reprezinta un avantaj substantial pentru cercetatorii care incearca sa inteleaga dinamica atmosferei pentru ca arata cum structura climei influenteaza planeta si care se diferentiaza fata de Pamant in multe alte privinte. Venus se roteste foarte incet pe cand Pamantul face 243 de rotatii pe zi iar atmosfera densa de pe Venus este aproape cat de la Ecuator la pol.
S-ar putea astfel gresit presupune ca masele de aer de pe Venus ar fi foarte slabe. Misiunea a dovedit ca este o afirmatie falsa. Pe Pamant, vanturi la latitudini joase se misca mult mai incet decat se roteste planeta pe cand acelea inregistrate la latitudini inalte le intrec in viteza, fenomen cunoscut si ca supra rotatie. Atmosfera pe Venus detine aceasta rotatie la toate latitudinile si altitutdinile de la cat mai aproape de sol pana la 90 kilometri deasupra. Spre suprafata norilor este atins si punctul maxim, cand viteza este este neasteptata de mare 100 m/sec, cam de 60 de ori mai mare decat se roteste planeta in sine.
Masele de aer inregistrate pe Pamant si pe alte planete sunt produsul dezechilibrului regional dintre cantitatea de energie solara captata si de caldura emisa prin raze. In general latitudinile joase care primesc cea mai mare cantitate de lumina de la Soare se incalzesc, pe cand cele inalte care primesc mai putina, inregistreaza o racire treptata. Drept rezultat, atmosfera detine o structura a circulatiei generale, numita celula Hadley. Astfel aerul cald se ridica aproape de Ecuator si strabate polii apoi coboara din nou la Ecuator. Rotatia planetei in jurul axei sale produce mase de aer indreptate de la nord catre sud si invers, dand nastere cu toate acestea a celor dinspre est catre vest sau regionale. In mod surprinzator vanturile regionale sfarsesc intotdeauna prin a fi mult mai puternice decat celelalte, de la care au derivat. Pe Pamant, circulatia Hardley domina circulatia maselor de aer la latitudini joase. Vanturile regionale din aproapierea Ecuatorului se deplaseaza mai incet decat se roteste Pamantul (de aici poarta denumirea de Vanturi de Est ; aceia din apropierea polilor formeaza Vanturi de Vest de supra-rotatie, care se sfarsesc in valuri rapide ale jeturilor de apa). Ceea ce este asa de ciudat in legatura cu vanturile regionale este faptul ca ele se invartesc la aproape toate inaltimile din atmosfera inferioara, chiar si acum cercetatorii nu inteleg prea bine de ce intrega atmosfera inferioara a lui Venus se supra-roteste. Intrega cantitate de energie solara care este absorbita in atmosfera, deasupra norilor contribuie poate la asprimea vantului. Incalzirea la altitudini mari ale atmosferei poate pune in miscare un sistem de circulatie mult mai putin influentat de frictiunea cu suprafata asa cum este cazul Pamantului. De aceea atmosfera pe Venus poate fi banuita de formarea vartejurilor care se produc cu viteze considerabile. Asemenea varteje pot contraataca abilitatea circulatiei Hardley pentru a evita supra-rotatii la altitudini joase.
AURORA NOCTURNA este indicata in aceasta imagine cu false ultraviolete facuta de echipajul de pe nava. Partea stralucitoare reprezinta partea de zi a planetei care reflecta raze solare ultraviolete. Aurorele inegale din partea intunecata sunt evidentiate de particule energetice, posibil de la masele de aer ce vin de la Soare si care se ciocnesc in atmosfera venuziana.
Evolutia planetei demonstreaza conditiile aspre intalnite aici. Pe parcursul primelor sute de milioane de ani ale existentei sale (a) Venus a adunat apa si alte gaze inghetate din ciocniri cu corpuri inghetate directionand un sistem solar extern ; in acelasi timp, apa si alte gaze din interiorul planetelor s-au afirmat prin eruptii vulcanice. Soarele ar fi putut fi destul de slab pentru a permite existenta oceanelor cu apa calda pe Venus (b). Pe masura ce devenea tot mai puternic, apa oceanelor incepea sa fiarba umpland atmosfera cu vapori de apa si provocand prin incalzire efectul de sera.
Apa in atmosfera superioara s-a departajat in oxigen si hidrogen care s-au degajat mai apoi in spatiu (c). In absenta apelor oceanelor, dioxidul de carbon provenit de la vulcani s-a acumulat in atmosfera, intensificand efectul de sera. Sulful de la suprafata formeaza astfel acid sulfuric la nivelul norilor si Venus detine atributele actuale.
Imagini ale norilor inregistrate pe Orbita confera dovezi ale variatiei ca de vartej ale vanturilor. Cu mult deasupra suprafetei de supra-rotatie a atmosferei se afla ionosfera, o zona extinsa de atomi si molecule incarcate electric sau cu ioni. Acestia se ridica cand energia mare a razelor ultraviolete de la Soare se ciocneste de electroni eliberati de gazele din atmosfera. Orice planeta care detine o atmosfera substantiala detine automat si o ionosfera dar nu asa speciala ca a lui Venus.
Orbita a monitorizat trecerea de unde radio prin ionosfera si, pe parcursul unei analize indeaproape a planetei, i-a masurat temperatura, densitatea si compozitia. Dupa cum si era de asteptat, ionosfera venuziana este cea mai densa in centrul emisferei dinspre zi, aproape de Ecuator , unde lumina patrunzatoare a Soarelui cade cat mai perpendicular. Din pricina reactiilor chimice numeroase dintre ionii de oxigen, chiar daca dioxidul de carbon este dominant la nivele mai joase. Spre deosebire de Pamant si de alte planete, Venus nu are un camp magnetic important din motive pe deplin cunoscute. Absenta acestuia afecteaza in mod evident structura ionosferei. Orbita a detectat o ionosfera slaba care se extinde dincolo de granita cu noaptea. Aceasta descoperire este controversanta deoarece in intuneric ioni si electroni in stare libera ar trebui sa se combine din nou cu atomi neutri. Un instrument de pe Orbita a descoperit ca ioni din partea de zi pot migra in cea de noapte. Pe Pamant campul magnetic opreste in ionosfera astfel de val.
Imagini ale planetei in raze ultraviolete false, obtinute cu ajutorul spectrometului, au identificat o aureola neomogena nemaivazut de mai inainte in atmosfera adumbrita a lui Venus. Oameni de stiinta pun existenta aurorei pe seama particulelor incarcate cu energie, probabil electroni foarte rapizi, care se ciocnesc noaptea in atmosfera.
Atunci cand lovesc molecule de gaz in atmosfera, le provoaca si le ionizeaza contribuind mai departe la extinderea ionosferei pe timp de noapte. Moleculele revin apoi la starea lor initiala, saraca in energie, emitand radiatii care care iau aspectul aurorei. Ca si in cazul aurorelor terestre, particulele care le provoaca provin de la mase de aer directionate de Soare, adica cealalta atmosfera externa, rarefiata si disipata, formata din plasma sau din particule cu sarcina (protoni sau electroni), gonind dinspre Soare cu viteze impresionabile.
La orbita lui Venus vantul solar are o viteza de 400 kilometri pe secunda. Pe cand acesta bate peste planete duce cu el si o parte din campul magnetic. Campurile magnetice intrinsece de pe Pamant si pe alte planete sunt ca niste obstacole in calea vantului solar. Acesta bate pe o suprafata (magneto pauza) unde presiunea lui este egala cu presiunea magnetica. Reducerea lui depinde de puterea campului magnetic al planetei. Venus, care nu are practic camp magnetic, ceeaza un obstacol chiar mai mare decat insasi planeta. Cu toate acestea, echipajul a descoperit ca plasma vantului solar se disipa in mod evident in atmosfera. Aceasta descoperire a confirmat presupuneri cum ca ionosfera planetei poate efectiv sa blocheze vantul solar chiar si in absenta unui camp magnetic. Exact ca un camp magnetic, ionosfera provoaca presiune asupra vantului insa in acest caz presiunea termica a gazului incarcat este cea care infrunta vantul solar. In medie, punctul de echilibru este la 300 kilometri altitudine langa Ecuator, la pranz si la 800-1000 kilometri deasupra limitei cu noaptea.
Reducerea intensitatii vantului solar printe planete, de exemplu, este urmata de o « arcada de soc », o limita fixa aproape echivalenta cu socul produs in fata unui avion supersonic. Aproape pe tot parcursul cecetarilor de-o viata, Orbita a dat de aceasta arcada ce doua ori la fiacare tur facut, ceea ce a dus la inregistrarea zonelor magnetice de pe langa Venus. S-a stabilit ca aceasta se dilata si se contracta o data cu cel de-al 11-lea ciclu al activitatii sistemului solar. Radiatia produsa de sos in campia surprinsa in limita de partea cu ziua variaza in intensitate de la 14500 kilometri inregistrat la maximum solar si 12500 kilometri, la cel minim. Dilatarea si contractarea sunt probabil efectul schimbarilor produse in atmosfera precum si a variatiei fluxului de radiatie transmis de Soare. In partea inferioara a arcadei de soc vantul solar castiga in densitate, isi reduce din viteza si-si schimba directia. Liniile campului magnetic ingheata in vantul solar pentru ca acesta este complet ionizat. Dupa ce trece de soc vantul solar campul magnetic inghetat dintre planete se reduce. S-a realizat chiar o harta a campului magnetic din imprejurul planetei care da impresia ca liniile campului aluneca printre obstacole si ajunge la infruntarea vantului solar, pe care cercetatorii l-au denumit efect magnetic din moment ce ia nastere din campurile interplanetare si nu de la cel al unei singure planete, asa cum este cazul Pamantului, care inregistreaza un astfel de efect foarte intens. Din cauza lipsei sale de camp magnetic, Venus interactioneaza mai mult decat Pamantul cu vantul solar care, in timp, i-a afectat atmosfera. Atmosfera superioara in care predomina oxigenul atomic se extinde dincolo de raza de actiune a vantului asa ca gazul nu este afectat de plasma acestuia atata timp cat ramane neutru din punct de vedere neutru. Daca un atom de oxigen se ciocneste cu o raza ultravioleta sau cu o particula din vantul solar, se poate ioniza. Ionul de oxigen se imperecheaza cu plasma in miscare care il poate duce departe de sistemul solar sau dincolo de planeta. Instrumentele de pe Orbita arata ca vantul solar biciuieste atmosfera superioara a lui Venus.
Calcule ale densitatii din ionosfera venuziana indica ca paturile cele mai inalte -de deasupra inaltimilor deduse a obstacolului creat de vantul solar- par sa nu mai existe. Evident ca ionii de deasupra obstacolului au fost indepartati exact asa cum s-a mentionat mai sus. Orbita a mai detectat ioni de oxigen scapand prin spate de actiunea vantului. In concluzie a facut o fotografie a unuia dintre procesele in care Venus s-a transformat treptat intr-o lume complet diferita fata de Pamant.
Arhiva plina de date inregistrate in timpul misiunii reprezinta o sursa inegalabila pentru cercetatorii ce vor sa studieze atmosfera planetei si imprejurimile acesteia. Sunt cu atat mai pretioase cu cat se pare ca nu vor mai exista prea curand incursiuni in acea lume ; cauza este evident lipsa de fonduri. Cu toate acestea misiunea a adus probe ce vor incita studiul pe mai departe al chestiunii pentru ca se pot face explorari ale planetei chiar si mai putin costisitoare. De exemplu, o simpla analiza chimica a compozitiei atmosferei ar putea elucida chimia atmosferei la diverse altitudini. O serie de lucrari intreprinse in spatiu pot aduce dovezi cat se poate de palpabile asupra structurii climaterice de ansamblu a planetei. Se pot detecta furtuni fulgeratoare si masura cat se pot de detaliat ionii si atomii care se elibereaza de pe planeta. Aceste scopuri propuse pot fi atinse sub patronajul NASA prin expeditii planetare putin costisitoare.
O mai buna intelegere a zonei de ansambu a acestei planete poate fi prin el insusi un scop ce ar merita orice efort. Ofera deasemenea si o analiza a naturii Pamantlului si a caracteristicilor sale care-l determina sa fie propice dezvoltarii umane. Misiuni planetare asemenea celei Pioneer Venus aduce lamuriri asupra locului unic pe care-l detine Pamantul printre celelalte lumi din sistemul solar .Din acest motiv cat si pentru a satisface dorinta de cercetare, sa speram ca asemenea misiuni vor avea in continuare sprijinul USA si nu numai.
|
