A felhők tetején a Vénusz atmoszférájában

A Venus Express űrszonda ultraibolya és infravörös felvételei alapján megbecsülték, hol vannak emelkedő és süllyedő gáztömegek a légkörben. Az új mérések alapján a felhők tetejének magasságát is sikerült a korábban ismertnél pontosabban meghatározni. 

A Föld-típusú bolygók közül a Vénusznak van a legsűrűbb atmoszférája a Naprendszerben. A főleg szén-dioxidból álló légkör tömege mintegy százszorosa a földinek. Az erős üvegházhatás miatt a felszínen napszaktól függetlenül 450 Celsius-fok körüli hőmérséklet uralkodik. 40-60 kilométeres magasságban átlátszatlan, kénsavas cseppeket tartlamzó felhők találhatók.

A Venus Expresst főleg ennek az extrém légkörnek a vizsgálatára tervezték. Egyik fontos előnye a korábbi hasonló űreszközökhöz képest, hogy az eltérő hullámhosszakon végzett megfigyelésekkel a felhőzet több jellemzőjét eltérő magasságokban tudja vizsgálni. Az eddig végzett elemzések nyomán született új eredményeket közölte a napokban az Európai Űrügynökség (ESA).

Az ultraibolya tartományban a légkör és a felhők megjelenése a felettük lebegő, sugárzást elnyelő komponensek koncentrációjára és kémiai összetételére is utal. A kérdéses molekulák mibenléte pontosan még nem ismert, de a legesélyesebb jelöltek a különböző kéntartalmú anyagok.

Ezek a felszín közeléből származnak, és talán vulkáni aktivitás keretében jutnak az atmoszférába. Nagyobb magasságban aztán többségük az intenzív napsugárzástól idővel lebomlik. Koncentrációjuk ezért a feláramló mennyiségre, illetve a magasban töltött időtartamra is utal.

Míg az infravörös hullámhosszakon folytatott vizsgálatok a hőmérséklet eloszlására utalnak, az ultraibolya tartomány a fenti folyamat révén az áramlások rekonstrukciójában segít.

Az új mérések alapján kiderült, hogy az egyenlítői, viszonylag meleg térség azért mutatkozik sötétnek az ultraibolya tartományban, mivel ott a magasban sok sugárzáselnyelő anyag lebeg. Ebben a zónában tehát viszonylag erős feláramlás jellemző, ami a magasba juttatja a kérdéses összetevőket.

Ezzel ellentétben közepes szélességeken erős a légkör ultraibolya sugárzása, itt tehát kevesebb azt elnyelő anyag lebeg. A mérések alapján itt lefelé haladva egy ideig csökken a hőmérséklet, ami megakadályozza az intenzív feláramlást, ezért az ultraibolyát elnyelő anyag nem kap utánpótlást. A sarkvidéken lévő hatalmas, gyűrű alakú örvény területén pedig leáramlás jellemző, itt a gáz a mélybe süllyed.

A Vénusz légkörének megjelenése eltérő hullámhosszakon: balra lent a VIRTIS detektor felvétele látató az éjszakai oldalról, a sötétebb területek a hideg részeket mutatják a felhőzet tetején. Jobbra fent a VMC detektor ultraibolya felvétele látható a nappali oldalról. Középen az elliptikus poláris örvény látható, amely közel 30 fokkal melegebb a környezeténél, és centrumának helyzete 1000 kilométerrel eltolódott a földrajzi pólustól (VMC: ESA, MPS, DLR, IDA VIRTIS: ESA, VIRTIS, INAF-IASF, Obs. de Paris-LESIA)

Az új mérések alapján a felhők tetejének magasságát is sikerült a korábban ismertnél pontosabban meghatározni. Eszerint alacsony és közepes szélességen egyaránt 70 kilométerig emelkednek a felszín fölé, majd a pólusok felé haladva, 60 fokos szélesség környékén süllyedni kezd a felhőszint teteje. A 2000 kilométer átmérőjű déli sarkvidéki örvény területén, ahol a gáz 2-3 nap alatt jár körbe, közel 64 kilométerre csökken a magasság.

A felhőzet tetőszintjének magassága a VMC és a VIRTIS detektor mérései alapján (VMC: ESA/MPS/DLR/IDA VIRTIS: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA)