Redigerer Venus (avsnitt)

== Fysiske egenskaper ==
Venus er en av de fire [[Terrestrisk planet|terrestriske planetene]], hvilket betyr at den liksom jorden er et steinete legeme. I størrelse og masse er den svært lik jorden og blir ofte beskrevet som jordens «søster» eller «tvilling».<ref name="Lopes2004" group="L" /> Diameteren er kun 650&nbsp;km mindre enn jordens og massen er 81,5 % av jordens. Overflateforholdene er imidlertid radikalt annerledes enn på jorden på grunn av den tette [[atmosfære]]n av [[karbondioksid]]. Massen i [[Venus' atmosfære]] består av 96,5 % karbondioksid og det meste av de gjenværende 3,5 % består av [[nitrogen]].<ref name="daviddarling" />

=== Indre struktur ===
Siden seismiske data om planetens [[treghetsmoment]] mangler finnes det lite direkte informasjon om Venus' indre struktur og [[geokjemi]].<ref name="goettel" /> Likheten mellom Venus' og jordens størrelse og tetthet indikerer imidlertid at de har en relativt lik indre struktur; en [[planetkjerne|kjerne]], [[Mantelen|mantel]] og en [[jordskorpen|skorpe]]. På samme måte som jordens kjerne er Venus' kjerne i det minste delvis flytende fordi de to planetene har blitt kjølt ned omtrent på samme måte.<ref name="Faure2007" group="L" /> Til tross for den lille størrelsesforskjellen mellom Venus og jorda kan det være tilstrekkelig til at trykket er betydelig lavere i Venus' dype indre. Den viktigste forskjellen på de to planetene er at det ikke er påvist platetektonisk aktivitet på Venus, antageligvis på grunn av den tørre overflaten og den større og tykkere mantelen – særlig den øvre delen; målinger av gravitasjonsfeltet foretatt av venussonden Magellan antyder at [[litosfære]]n er vesentlig tykkere enn jordas. Resultatet er et redusert varmetap som forhindrer at planeten kjøles ned. Dette er en sannsynlig forklaring på fraværet av et internt generert [[magnetfelt]].<ref name="Nimmo2002" />

=== Geografi ===
[[Fil:Map of Venus.png|thumb|left|Kart over Venus som viser opphøyde «kontinenter» i gult: Ishtar Terra ved toppen og Aphrodite Terra rett under ekvator til høyre. {{Byline|NASA}}]]
[[Fil:PIA00215-cropped.jpg|thumb|Seoritsu: en gruppe med syv pannekakelignende ''farra''.{{Byline|NASA}}]]
[[Fil:VenusianArachnoid.png|thumb|left|Arachnoid på et radarbilde av Venus.{{Byline|Magellan Team, JPL, NASA.}}]]
Rundt 80 % av overflaten er dekket av jevne vulkanske sletter, hvorav 70 % er sletter med ruglete rygger og 10 % er jevne eller lappeteppeformede sletter.<ref name="Basilevsky1995" /> To høylandsområder opptar resten av overflaten. Det ene «[[kontinent]]et» ligger på planetens [[Polene til astronomiske legemer|nordlige halvkule]] og det andre like sør for ekvator. Det nordlige kontinentet kalles [[Ishtar Terra]] etter [[Ishtar]], den [[babylon]]ske gudinnen for kjærlighet, og er omtrent på størrelse med [[Australia]]. [[Maxwell Montes]], som er det høyeste fjellet på Venus, ligger på Ishtar Terra og toppen på fjellet ligger 11&nbsp;km over gjennomsnittsnivået for overflaten. Det sørlige kontinentet kalles [[Aphrodite Terra]] etter den [[Gresk mytologi|greske]] gudinnen for kjærlighet og er det største av de to høylandsområdene med en størrelse omtrent som [[Sør-Amerika]]. Et nettverk av sprekker og forkastninger dekker store deler av dette området.<ref name="Kaufmann" group="L" />

I tillegg til de [[nedslagskrater|nedslagskratre]], fjell og daler som er vanlige på steinplaneter har Venus en rekke unike overflatestrukturer. Blant disse er ''farra'' (entall ''farrum''), vulkanske strukturer med flate topper som minner om pannekaker. Tverrsnittet er mellom 20&ndash;50&nbsp;km og høyden 100&ndash;{{Formatnum: 1000}}&nbsp;m. Dessuten ''novae'' som er radiære, stjernelignende bruddsystemer. Videre ''arachnoid'' («edderkopper»): strukturer med både radiære og konsentriske brudd som minner om langbente edderkopper i spindelvev. Og tilslutt ''coronae'' («krans» eller «krone»), sirkulært eller ovalt formede bruddstrukturer, noen omgitt av en fordypning.<ref name="Charles" group="L" /> 

Arachnoid/coronae kan være nedslagskratre, men mer sannsynlig er at det er innsunkne og deformerte vulkaner. Mange geologer antar at en arachnoid er et forstadium i en uavbrutt prosess som ender opp i en corona. Årsaken skal da være at mantelplumen ikke har brutt fullstendig gjennom, men at store mengder flytende lava har piplet ut på overflaten uten at det har vært et fullstendig vulkanutbrudd. Når massen avkjøles og trekker seg sammen, faller den oppbrutte skorpen inn uten at det ble bygd opp en fullstendig [[skjoldvulkan]]. Med tanke på plumens oppførsel og som en kontrast til jordens platetektonikk kalles denne prosessen ''dråpetektonikk''.

De fleste overflatestrukturene er oppkalt etter historiske og mytologiske [[kvinne]]r.<ref name="Batson1991" /> Unntakene er Maxwell Montes, oppkalt etter [[James Clerk Maxwell]] og høylandsregionene [[Alpha Regio]], [[Beta Regio]] og [[Ovda Regio]]. De tre sistnevnte ble navngitt før dagens system ble tatt i bruk av [[Den internasjonale astronomiske union]], organet som overvåker planetariske nomenklaturer.<ref name="jpl-magellan" />

For de fysiske strukturene uttrykkes lengdegraden relativt til [[nullmeridianen]]. Den opprinnelige nullmeridianen gikk gjennom det radar-lyse punktet ved sentrum av den ovale strukturen Eve, beliggende sør for Alpha Regio.<ref name="Davies1994" /> Etter at [[Venera-programmet]] var ferdig, ble nullmeridianen omdefinert til å gå gjennom den sentrale toppen i krateret Ariadne.<ref name="usgs" /><ref name="jpl-nasa" />

=== Overflategeologi ===
[[Fil:Venus globe.jpg|thumb|alt=Et falskt fargebilde av Venus. Bånd med lysere farger strukket på måfå over overflaten. Tydeligere områder med jevnere farge ligger mellom.|Globalt [[radar]]bilde av overflaten (fra [[Magellan (romsonde)|Magellan-sondens]] radar. {{Byline|NASA}}]]

Det blir antatt at en yngre Venus hadde jordlignende hav,<ref name="Hashimoto2008" /> som fordampet etterhvert som temperaturen steg. Vannet har sannsynligvis [[dissosiasjon (kjemi)|dissosiert]] og på grunn av fraværet av et [[Magnetosfære|planetarisk magnetfelt]] har [[hydrogen]]et blitt ført ut i det interplanetariske rommet av [[solvind]]en.<ref name="solarwind" /> 

Store deler av overflaten er tilsynelatende formet av vulkansk aktivitet. Venus har mange ganger så mange vulkaner som jorden, og rundt 167 massive vulkaner er over 100&nbsp;km på tvers. Den eneste vulkanen av denne størrelseordenen på jorden er den [[Hawaii (øy)|største øya]] i [[Arkipel|øygruppen]] [[Hawaii]].<ref name="Charles" group="L" /> Dette skyldes ikke at Venus er mer vulkansk aktiv enn jorden, men at skorpen er eldre. Jordens [[havbunnsskorpe]] fornyes kontinuerlig ved [[subduksjonssone|subduksjon]] mellom [[tektonisk plate|tektoniske plater]] og har en gjennomsnittlig alder på 100&nbsp;millioner år.<ref name="Karttunen2007" group="L" /> Venus' overflate er estimert til å være 300&ndash;600&nbsp;millioner år gammel.<ref name="Nimmo98" /><ref name="Charles" group="L" />

Det er flere beviser på aktive [[vulkan]]er. Under Sovjetunionens [[Venera-programmet|Venera-program]] oppdaget [[Venera 11]] og [[Venera 12]] en konstant strøm av [[lyn]], og Venera&nbsp;12 registrerte et kraftig [[Tordenvær|tordenskrall]] rett etter landing. [[Den europeiske romfartsorganisasjon]]ens [[Venus Express]] registrerte rikelig med lyn oppe i den høye atmosfæren.<ref name="Venus Express" /> Mens [[regn]]vær driver tordenvær på jorden finnes det ikke regn på Venus' overflate (selv om det regner [[svovelsyre]] i den øvre atmosfæren som fordamper rundt 25&nbsp;km fra overflaten). En mulighet er at asken fra vulkanutbrudd genererte lynene. Et annet bevis kommer fra målingen av konsentrasjoner av svoveldioksid i atmosfæren, som falt med en faktor på 10 mellom 1978 og 1986. Dette kan antyde at nivået tidligere hadde blitt hevet som følge av et vulkanutbrudd.<ref name="Glaze1999" />

[[Fil:Mgn p39146.png|thumb|[[Nedslagskrater|Nedslagskratre]] på Venus' overflate (rekonstruert bilde fra radardata). {{Byline|NASA}}]]

Omkring tusen nedslagskratre er fordelt jevnt over overflaten. På andre himmellegemer som har kratre finnes de i alle forfallsstadier. På månen brytes de ned av etterfølgende nedslag, mens på jorden eroderes de av vind og vann. På Venus er derimot rundt 85 % av kratrene i førsteklasses stand. Antallet kratre, sammen med den godt bevarte tilstanden, indikerer en global endring av overflaten for rundt 300&ndash;600&nbsp;millioner år siden,<ref name="Nimmo98" /><ref name="Strom1994" /> etterfulgt av et redusert vulkansk nivå.<ref name="Romeo2009" /> [[Jordskorpen]] er i kontinuerlig bevegelse, men det blir antatt at Venus ikke kan opprettholde en slik prosess. Uten platetektonikk til å avgi varme fra mantelen gjennomgår Venus i stedet en syklisk prosess hvor temperaturen i mantelen stiger til et kritisk nivå som svekker skorpen. Deretter vil subduksjon i en enorm skala over ca. 100&nbsp;millioner år endre skorpen fullstendig.<ref name="Charles" group="L" />

Kratrene er mellom 3&nbsp;km og 280&nbsp;km i diameter. Årsaken til den relativt høye nedre grensen på 3&nbsp;km skyldes at objekter under en viss størrelse inneholder så lite [[kinetisk energi]] at den tette atmosfæren bremser dem for mye ned til at de skaper nedslagskratre.<ref name="Herrick1993" /> Innkommende prosjektiler som er mindre enn 50&nbsp;m i diameter brytes ned og brenner opp i atmosfæren før de når planetens overflate.<ref name="Morrison2003" group="L" />

=== Atmosfære og klima ===
[[Fil:Venuspioneeruv.jpg|thumb|Skystrukturer i [[Venus' atmosfære]] i 1979, oppdaget ved ultrafiolette observasjoner av Pioneer Venus Orbiter. Den karakteristiske V-formen på skyene kommer av den høyere vindhastigheten ved ekvator. {{Byline|NASA}}]]
{{Utdypende|Venus' atmosfære}}
Den ekstremt tette [[atmosfære]]n består i hovedsak av [[karbondioksid]] og en liten mengde [[nitrogen]]. Den atmosfæriske massen er 93&nbsp;ganger så stor som jordens mens trykket ved planetens overflate er 92&nbsp;ganger trykket ved jordens overflate &ndash; et trykk som tilsvarer trykket ved ca. 1&nbsp;km [[hav]]dyp. Tettheten ved overflaten er omtrent 65&nbsp;kg/m³ (6,5 % av tettheten i vann). Den CO₂-rike atmosfæren og de tykke skyene av [[svoveldioksid]], genererer den sterkeste [[drivhuseffekt]]en i solsystemet og skaper en overflatetemperatur på over 460&nbsp;°C.<ref name="Temp" /> Dette gjør overflaten varmere enn [[Merkur]]s, som har en minimum overflatetemperatur på -220&nbsp;°C og en maksimum på 420&nbsp;°C,<ref name="Lewis2004" group="L" /> selv om Venus ligger nesten dobbelt så langt fra solen og bare mottar 25 % av den mengden Merkur mottar av solens [[irradians]]. Overflaten er ofte sagt å ligne [[Helvete (religion)|helvete]].<ref name="Bortman2004" />

Undersøkelser tyder på at atmosfæren en gang inneholdt tilstrekkelig vann til å dekke planeten med et hav på ca. 25 meter, men temperaturen ble aldri tilstrekkelig lav til at vann i form av regn kunne dannes, og vannet forsvant etterhvert fra atmosfæren. I stedet for vann kan Venus tidlig i sin historie ha hatt en periode på 100 til 200 millioner år hvor det atmosfæriske trykket var titalls ganger så høyt som i dag, tilstrekkelig til at atmosfærisk karbondioksid dannet hav bestående av [[superkritisk væske]], som har hatt en lignende eroderende effekt på omgivelsene som elver og hav av vann.<ref>[http://www.space.com/28112-venus-weird-superfluid-oceans.html Venus Gets Weirder: CO2 Oceans May Have Covered Surface]</ref>


Termisk treghet og vindens overføring av varme i den nedre atmosfæren betyr at temperaturen ved overflaten varierer svært lite mellom dag og natt, til tross for planetens ekstremt langsomme rotasjon. Vindene ved overflaten er langsomme og beveger seg bare et par kilometer i timen, men på grunn av den høye tettheten i atmosfæren ved overflaten utøver de en betydelig kraft mot hindringer og transporterer støv og små steiner over overflaten. Dette alene ville gjort det vanskelig for et menneske å gå på overflaten (om vi et øyeblikk ser bort fra varmen og fraværet av oksygen).<ref name="Moshkin" />

Over det tette laget av CO₂er det et permanent dekke av tykke skyer som hovedsakelig består av [[svoveldioksid]] og [[svovelsyre]]dråper.<ref name="Krasnopolsky" /><ref name="Vladimir" /> Fordi Venus er nærmere solen enn det jorden er, mottar planeten i snitt 93% mer sollys enn jorden, nesten dobbelt så mye.<ref>[http://www.met.sjsu.edu/~cordero/met112/extras/Lectures/oldlectures/Met112lecture2.ppt. “Greenhouse Effect:  Earth and Venus”]{{død lenke|dato=august 2017 |bot=InternetArchiveBot }}</ref> Men ettersom skylaget rundt planeten er så omfattende, reflekteres rundt 75% av alt [[sollys]] tilbake til rommet, og forhindrer direkte observasjoner av overflaten i [[lys|synlig lys]]. Majoriteten av det resterende sollyset absorberes av skyer og atmosfære, slik at bare noen få prosent når ned til selve overflaten, som dermed blir langt svakere opplyst enn overflaten på jorden. For en observatør på Venus ville selve solen være skjult, og vedkommende ville midt på dagen ikke kunne se lenger enn rundt 3km.<ref>[http://www.universetoday.com/36871/clouds-on-venus/# Clouds on Venus - Universe Today]</ref> Sterke vinder på opp mot 300&nbsp;km/t øverst i skylaget beveger seg rundt hele planeten hver fjerde til femte venusdag.<ref name="Rossow1990" /> Vindene beveger seg opptil 60&nbsp;ganger så raskt som planeten roterer, mens jordens raskeste vinder kun beveger seg 10&ndash;20 % av jordens rotasjonshastighet.<ref name="science328" />

Overflaten er effektivt [[isoterm]]isk; den holder en jevn temperatur ikke bare mellom dag og natt, men også mellom ekvator og polene.<ref name="nssdc" /><ref name="Lorenz2001" /> Planetens minimale [[aksehelning]] (mindre enn tre grader sammenlignet med jordens 23 grader) minimaliserer også [[årstid|sesongmessige]] temperaturvariasjoner.<ref name="årstid" /> Den eneste merkbare variasjonen i temperaturen skjer i høyden. I 1995 avbildet [[Magellan (romsonde)|Magellan-sonden]] en svært reflekterende substans på toppen av de høyeste fjelltoppene som hadde flere likhetstrekk med [[snø]]en vi har på jorden. Denne substansen ble dannet i en prosess som ligner måten snø dannes på, men ved en langt høyere temperatur. Da stoffet er for flyktig til å kondensere ved overflaten steg den i gassform til kjøligere, høyereliggende områder hvor den falt som nedbør. Det er ukjent hva dette stoffet er, men spekulasjonene går i retning [[tellur]] eller blysulfid ([[blyglans]]).<ref name="Otten" />

Skyene er i stand til å produsere [[lyn]] liksom skyene på jorden.<ref name="Russell2007" /> Etter at [[Venera-programmet|Venera-sondene]] oppdaget tordenlignende skrall, ble det ført diskusjoner om disse skyldes tordenvær med tilhørende lyn. I 2006&ndash;07 oppdaget [[Venus Express]] elektromagnetiske elektronbølger, kjennetegnet på lyn. Fenomenet oppstår med ujevne mellomrom, og er typisk for væraktivitet. Lynutladninger skjer minst halvparten så hyppig som på jorden.<ref name="Russell2007" /> I 2007 oppdaget Venus Express-sonden at en stor dobbel [[polarvirvel|atmosfærisk virvel]] finnes ved planetens sydpol.<ref name="Eric2007" /><ref name="Staff2007" />

=== Magnetfelt og kjerne ===
[[Fil:Terrestrial planet size comparisons.jpg|thumb|Sammenligning av størrelsen på de indre planetene, fra venstre; [[Merkur]], [[Venus]], [[jorden]], [[Mars (planet)|Mars]]. {{Byline|NASA}}]]

Målinger fra romsonden [[Venera 4]] i 1967 viste at Venus' [[magnetfelt]] er mye svakere enn [[jordens magnetfelt]]. På Venus skapes magnetfeltet gjennom en vekselvirkning mellom [[ionosfæren]] og [[solvind]]en,<ref name="Dolginov1969" /><ref name="Kivelson1995" /> og ikke av en indre [[dynamo]] i [[Planetkjerne|kjernen]] slik som på jorden. Det svake magnetfeltet gjør at Venus bare har en tynn [[Venus' atmosfære#Indusert magnetosfære|magnetosfære]] som gir ubetydelig beskyttelse mot [[kosmisk stråling]]. Strålingen kan derfor føre til utladning av lyn mellom skyer.<ref name="Upadhyay1995" />

Fraværet av et indre magnetfelt er overraskende siden Venus er lik jorden i størrelse, og det ble forventet at kjernen hadde en dynamo. En dynamo krever tre betingelser; en [[elektrisk leder|ledende]] væske, rotasjon og [[konveksjon]]. Venuskjernen ble antatt å være elektrisk ledende, og selv om rotasjonen opprinnelig ble regnet for å være for treg, viser simuleringer at den er tilstrekkelig hurtig til å produsere en dynamo.<ref name="Luhmann1997" group="L" /><ref name="Stevenson2002" /> Den manglende dynamoeffekten skyldes derfor fravær av konveksjon i kjernen. På jorden oppstår konveksjon i det ytre flytende kjernelaget fordi de indre delene av det flytende laget er mye varmere enn de ytre. På Venus kan en global endring av overflaten ha resultert i at platetektonikken opphørte, noe som vil ha ført til en redusert varmefluks gjennom venusskorpen. Dette gjorde videre at temperaturen i mantelen steg og varmefluksen ut av kjernen ble redusert. Derfor er det ingen geologisk dynamo som kan gi et magnetisk felt. I stedet går varmeenergien fra kjernen til å varme opp skorpen.<ref name="nimmo02" />

En mulighet er at Venus ikke har noen fast indre kjerne,<ref name="Konopliv1996" /> eller at kjernen for øyeblikket ikke avkjøles, slik at hele den flytende delen av kjernen ligger på omtrent samme temperatur. En annen mulighet er at kjernen har størknet fullstendig. Tilstanden til kjernen avhenger av [[svovel]]konsentrasjonen, og den er for tiden ukjent.<ref name="nimmo02" />