金星の大気

金星の大気
金星

紫外線観測で明らかになった金星の大気中の雲構造
一般情報[1]
身長250 km (160 マイル)
平均表面圧力92バール（1,330 psi）
質量4.8 × 10 20  kg
化学種モル分率
作曲[1] [2]
二酸化炭素96.5%
窒素3.5％
二酸化硫黄150ppm ​
アルゴン70ppm
水蒸気20ppm
一酸化炭素17ppm
ヘリウム12ppm
ネオン7ppm
塩化水素0.1～0.6 ppm
フッ化水素0.001～0.005 ppm

金星の大気は、金星を取り囲む非常に濃いガスの層です。金星の大気は、96.5%の二酸化炭素と3.5%の窒素で構成され、その他の化合物は微量しか存在しません。[1]金星の大気は地球よりもはるかに高密度で高温です。地表温度は740  K (467 °C、872 °F)、圧力は93 bar (9.3 MPa、1,350 psi)で、地球の水深900 m (3,000 ft) の圧力とほぼ同じです。金星の大気は、惑星全体を覆っている不透明な硫酸の雲の層を支えており、最近まで地球ベースおよび軌道上からの表面の光学観測を妨げていました。表面の地形に関する情報は、もともとレーダー画像によってのみ得られていました。しかし、パーカー・ソーラー・プローブが、赤外線と近似可視光周波数を使用して表面の画像を撮影し、地形を確認することができました。

最表層を除けば、大気は活発な循環状態にある。[3]対流圏の上層ではスーパーローテーションという現象が見られ、大気はわずか 4 地球日で地球の周りを一周し、地球の恒星日である 243 日よりもはるかに速い。スーパーローテーションを支える風は 100 m/s (≈360 km/h または 220 mph) [3]以上の速度で吹く。風は惑星の自転速度の最大 60 倍の速度で移動するが、地球で最も速い風でも自転速度の 10% から 20% に過ぎない。[4]ただし、高度が低くなるにつれて風速は低下し、地表では 2.8 m/s (≈10 km/h または 6.2 mph) 未満になる。[5]極の近くには極渦と呼ばれる高気圧構造がある。各渦には二重の目があり、特徴的な S 字型の雲のパターンを示す。[6]その上には、対流圏と熱圏を分ける中間層である中間圏がある。[3] [2]熱圏も強い循環を特徴とするが、その性質は大きく異なる。太陽が照らす半球で太陽光によって加熱され部分的に電離したガスは、暗い半球へと移動し、そこで再結合して下降する。[2]

地球とは異なり、金星には磁場がありません。金星の電離層は大気を宇宙空間と太陽風から隔てています。この電離層は太陽の磁場を遮断し、金星に独特の磁気環境を与えています。これは金星の誘導磁気圏と考えられています。水蒸気を含むより軽いガスは、誘導磁気圏尾部を通して太陽風によって絶えず吹き飛ばされています。[3]約40億年前までの金星の大気は、表面に液体の水があり、地球の大気に似ていたと推測されています。暴走温室効果は、表面水の蒸発とそれに続く他の温室効果ガスレベルの上昇によって引き起こされた可能性があります。[7] [8]

表面の過酷な条件にもかかわらず、金星の地表から約50kmから65kmの高度における大気圧と気温は地球とほぼ同じであり、その上層大気は太陽系の中で最も地球に似た領域であり、火星の表面よりもさらに地球に似ている。圧力と気温の類似性と、呼吸可能な空気（酸素21% 、窒素78% ）が地球のヘリウムと同様に金星の浮遊気体であるという事実から、上層大気は探査と植民地化の両方の場所として提案されている。[9]

歴史

クリスティアーン・ホイヘンスは、金星に大気が存在するという仮説を初めて提唱した人物である。1698年に出版された『宇宙論』第2巻の中で、彼は次のように書いている。[10]

金星が地球に最も近づいた時、半月のような形になり、角のようなものが生え始めた頃、口径45フィートか60フィートの望遠鏡で金星を眺めると、いつも全体が同じように澄んで見え、木星や火星は地球にははるかに見えず、非常にはっきりと見えるにもかかわらず、金星の一点さえも見えなかったことに、私はしばしば不思議に思う。もし金星に海と陸のようなものがあったとしたら、海は必然的に陸よりもずっとぼんやりと見え、非常に高い山から地球を見下ろすだけで済むと誰もが納得するはずだ。金星のあまりにも明るい光が、この同じように見える原因なのかもしれないと思ったが、そのために燻製にした眼鏡を使っても、やはり同じだった。では、金星には海がないのだろうか？それとも、金星の水は地球よりも光を反射するのか、それとも陸地は地球よりも光を反射しないのか？あるいは、むしろ（これが私の考えでは最も可能性が高いのですが）、私たちが見ている光はすべて、火星や木星の大気よりも厚く固体であるため金星の周りの大気から反射されたもので、金星の球体自体を私たちが見るのを妨げ、同時に太陽から受け取った光線を送り返すことができるのではないでしょうか。

金星に大気が存在するという決定的な証拠は、ミハイル・ロモノーソフが1761年にロシアのサンクトペテルブルクにある自宅近くの小さな天文台で行った金星の太陽面通過の観測に基づいて提供された。[11]

カラー化された画像（ベネラ9号、1975年）によると、金星の空の色は、レイリー散乱または下層大気の青色吸収体により表面ではオレンジがかった黄色で、高高度では白くなっていますが、[12] [13]表面自体はむしろ黒です。

構造と構成

構成

金星の大気の組成。右の図は、合計しても10分の1%にも満たない微量元素を拡大したものです。

金星の大気は、二酸化炭素96.5%、窒素3.5% 、そして微量の他のガス（特に二酸化硫黄）で構成されています。[14]大気中の窒素の量は二酸化炭素の量に比べると比較的少ないですが、金星の大気は地球よりもはるかに厚いため、地球では窒素が大気の約78%を占めているにもかかわらず、金星の窒素の総含有量は地球の約4倍です。[1] [15]

大気中には、塩化水素（HCl）やフッ化水素（HF）など、水素をベースとした化合物も含め、様々な化合物が少量含まれています。一酸化炭素、水蒸気、原子状酸素も存在します。 [2] [3]金星の大気中の水素は比較的不足しています。金星の水素の大部分は宇宙に失われたと理論づけられており、[16]残りの大部分は水蒸気や硫酸（H 2 SO 4）に結合しています。金星の歴史的進化において水素が大幅に失われたことを示す強力な証拠は、金星の大気中で測定された非常に高いD/H比です。[3]この比率は約0.015～0.025で、地球の値1.6 × 10 −4の100～150倍です。[2] [17]いくつかの測定によると、金星の上層大気のD/H比は、バルクの大気よりも1.5高くなっています。[2]

大気の組成
緑色 - 水蒸気、赤色 - 二酸化炭素、WN -波数(他の色には異なる意味があり、右側は波長が短く、左側は波長が長くなります)。

ホスフィン

2020年には、金星の大気中にホスフィン（PH 3）が微量に存在する可能性があるかどうかについてかなりの議論がありました。ホスフィンは生命の存在を示す潜在的なバイオマーカーであるため、これは注目に値します。これは、この化合物が微量に検出されたという2020年9月の発表をきっかけに起こりました。金星に存在する既知の非生物的発生源は、検出された量のホスフィンを生成することはできませんでした。[20] [21]検討の結果、ホスフィンのスペクトル特性を含む複数の誤った分光線をもたらす補間エラーが発見されました。修正されたアルゴリズムでデータを再解析したところ、ホスフィンが検出されなかったか[22] [23]、1 ppbというはるかに低い濃度で検出されました。[24]

この発表はパイオニア金星データの再解析を促し、塩素の一部と硫化水素のスペクトル特性のすべてがホスフィン関連であることが判明した。つまり、塩素の濃度は考えられていたよりも低く、硫化水素は検出されなかったということだ。[25] 2015年にNASA赤外線望遠鏡施設によってアーカイブされた赤外線スペクトル測定の再解析が行われたが、金星の大気中にホスフィンは検出されず、ホスフィン濃度の上限は5ppbと、9月に報告された分光値の4分の1となった。[26]

2022年には、金星の高度75～110kmにおいて、上限濃度0.8ppbでホスフィンが検出されなかったことが発表された。[27]

2024年9月、 JCMT-Venusデータの予備解析により、金星大気中にホスフィンが存在することが確認され、高度55kmで濃度は300ppbであった。金星雲層のより深部におけるホスフィン濃度を測定するには、さらなるデータ処理が必要である。[28]

アンモニア

金星の大気中のアンモニアは、ベネラ8号とパイオニア金星マルチプローブという2つの大気探査機によって暫定的に検出されたが、金星の環境におけるセンサーの挙動が十分に解明されていなかったことと、金星の強い酸化力を持つ大気中ではアンモニアが化学的に不安定であると考えられていたことから、その検出は却下された。[29]

対流圏

大気の組成の比較 –金星、火星、地球（過去と現在）。

大気は高度に応じていくつかのセクションに分かれています。大気の最も密度の高い部分である対流圏は、地表から始まり、上空65kmまで広がります。地表付近では風は遅いですが[1]、対流圏の上層では気温と気圧が地球と同程度に達し、雲の速度は100m/s（360km/h）に達します[3] [30] 。

ミハイル・ロモノーソフが金星の大気の発見に関する著作の中で描いた1761年の絵

金星の表面気圧は地球の約92倍で、海面下900メートル（3,000フィート）の気圧とほぼ同じです。大気の質量は4.8 × 10です。金星の表面の圧力は非常に高いため、二酸化炭素は技術的にはもはや気体ではなく、超臨界流体です。この超臨界二酸化炭素は、水の密度の6.5％である一種の海を、 [ 32 ]金星の表面非常に効率的に熱を伝達し、夜と昼（地球では56日間続きます）の温度変化を緩和します。 [33]特に、金星の過去の大気圧が高かった場合、金星の地形を形成する超臨界二酸化炭素のさらに流体的な層が形成されていた可能性があります。全体として、超臨界環境がどのように振る舞い、どのように形成されているかは不明です。 [34]

大気中の多量の二酸化炭素は水蒸気や二酸化硫黄とともに強い温室効果を生み出し、太陽エネルギーを閉じ込めて表面温度を約740 K (467 °C) まで上昇させます。[15]これは太陽系の他のどの地球型惑星よりも高温で、水星は太陽から遠く離れており、水星が受け取る太陽エネルギーの25% (単位面積あたり) しか受け取らないにもかかわらず、水星よりも高温です。[要出典]表面の平均気温は、鉛(600 K、327 °C)、スズ(505 K、232 °C)、亜鉛(693 K、420 ​​°C) の融点を上回っています。厚い対流圏はまた、惑星のゆっくりとした逆行自転により1太陽日が地球の116.5日続くにもかかわらず、昼側と夜側の気温差を小さくしています。金星の表面は、太陽が雲の後ろから再び昇るまで58.3日間暗闇に包まれます。[1]

雰囲気[35]
高さ
（km）		温度
（℃）		大気圧
（atm）
0 46292.10
5 42466.65
10 38547.39
15 34833.04
20 30622.52
25 26414.93
30 222 9.851
35 180 5.917
40 143 3.501
45 110 1.979
50 75 1.066
55 27 0.531 4
60 −10 0.235 7
65 −30 0.097 65
70 −43 0.036 90
80 −76 0.004 760
90−104 0.000 373 6
100−112 0.000 026 60

金星の対流圏は、大気の質量の99%を占めています。金星の大気の90%は地表から28km（17.5マイル）以内にあります。一方、地球の大気の90%は地表から16km（10マイル）以内にあります。高度50km（31マイル）では、大気圧は地球の地表とほぼ同じです。[36]金星の夜側では、地表から80km（50マイル）上空でも雲が見られます。[37]

対流圏の高度のうち、地球に最も類似しているのは対流圏界面（対流圏と中間圏の境界）付近で、高度50kmよりわずかに高い位置にあります。[30]マゼラン探査機とビーナス・エクスプレス探査機による測定によると、高度52.5kmから54kmの範囲では気温が293K（20℃）から310K（37℃）の範囲にあり、地表から49.5kmの高度では気圧が地球の海面と同じになります。[30] [38]金星に送られる有人船はある程度の温度差を補正することができるため、探査や植民地の拠点として最も容易な高度は地表から約50～54km上空であろう。その高度では温度が273K（0℃）～323K（50℃）の重要な「液体の水」の範囲にあり、気圧は地球の居住可能な地域と同じである。[9] [39] CO2は空気より重いため、植民地の空気（窒素と酸素）は飛行船のようにその高度で構造物を浮かせておくことができる。

循環

金星の極渦を鮮やかな赤色で表した合成画像（赤色画像は高温の上層雲の赤外線画像、灰色画像は下層雲の紫外線画像）

金星の対流圏の循環は、いわゆる循環流に従う。[3]その風速は、ほぼ純粋な帯状流における圧力勾配と遠心力のバランスによってほぼ決定される。対照的に、地球の大気の循環は地衡流バランスによって支配されている。[3]金星の風速は、上層雲層に対応する高度60～70kmの上部対流圏（対流圏界面）でのみ直接測定することができる。[40]雲の動きは通常、雲間のコントラストが最も高いスペクトルの紫外線部分で観測される。 [40]このレベルでの線風速は、緯度50度未満で約100 ± 10m/sである。これらは、惑星の逆回転の方向に吹くという意味で逆行性である。 [40]風は高緯度に向かって急速に弱まり、極では最終的にゼロになる。このような強い雲頂風は、大気のスーパーローテーションと呼ばれる現象を引き起こします。[3]言い換えれば、これらの高速風は惑星自体の自転速度よりも速く惑星全体を周回します。[39]金星のスーパーローテーションは差動型であり、赤道対流圏は中緯度の対流圏よりもゆっくりとスーパーローテーションします。[40]風には強い鉛直勾配もあります。対流圏深部では、風速は1キロメートルあたり3メートル/秒で減少します。[3]金星の地表付近の風は地球よりもはるかに遅く、実際には時速数キロメートル（通常は2メートル/秒未満、平均0.3～1.0メートル/秒）で移動しますが、地表の大気の密度が高いため、これはゆっくりとした水流のように、塵や小石を地表に沿って運ぶのに十分です。[1] [41]

金星の大気循環における南北方向の循環成分。南北方向の循環は、金星の昼側と夜側の間で熱を輸送する帯状循環よりもはるかに低いことに注意。

金星のすべての風は、究極的には対流によって駆動される。[3]赤道域では熱い空気が上昇し、そこで太陽熱が集中して両極へと流れる。このようなほぼ惑星規模の対流圏の反転は、ハドレー循環と呼ばれる。[3]しかし、子午線方向の空気の動きは帯状風よりもはるかに遅い。金星における惑星規模のハドレー循環の極方向の限界は、緯度±60°付近である。[3]ここで空気は下降し始め、雲の下で赤道に戻る。この解釈は、緯度±60°付近に集中している一酸化炭素の分布によって裏付けられている。 [3]ハドレー循環の極方向では、異なる循環パターンが観測される。緯度60°～70°の範囲に冷たい極カラーが存在する。[3] [6]これらは、近くの緯度の上層圏よりも約30～40 K 低い温度によって特徴付けられる。[6]気温が低いのは、おそらくその内部の空気の湧昇と、それに伴う断熱冷却によるものと考えられる。[6]この解釈は、カラー内の雲がより高密度で高い位置にあることから裏付けられる。カラー内の雲は高度70～72kmに位置しており、これは極地や低緯度よりも約5km高い。[3]コールドカラーと、最高風速140m/sの中緯度ジェットとの間には関連性がある可能性がある。このようなジェットはハドレー循環の自然な結果であり、金星の緯度55～60度に存在するはずである。[40]

極渦として知られる奇妙な構造が、冷たい極環の中に存在します。[3]これらは、地上の類似体の4倍の大きさを持つ、巨大なハリケーンのような嵐です。それぞれの渦には2つの「目」、つまり回転中心があり、それらは明確なS字型の雲構造で結ばれています。このような二重の目を持つ構造は、極双極子とも呼ばれます。[ 6 ]渦は、大気の一般的な超回転の方向に約3日周期で回転します。[6]線風速は、外縁付近で35～50 m/sですが、極ではゼロです。 [6]各極渦の雲頂温度は、近くの極環よりもはるかに高く、250 K（-23 °C）に達します。[6]極渦の従来の解釈は、中心部で下降流、冷たい極環部で上昇流を伴う高気圧であるということです。[6]このタイプの循環は、地球上の冬の極高気圧渦、特に南極上空の高気圧渦に似ています。様々な赤外線大気窓の観測によると、極付近で観測される高気圧循環は高度50km、つまり雲底まで深く浸透しています。[6]極域の上部対流圏と中間圏は非常に動的であり、数時間の間に大きな明るい雲が現れたり消えたりすることがあります。そのような現象の1つが、 2007年1月9日から13日の間にビーナス・エクスプレスによって観測され、南極地域が30%明るくなりました。[40]この現象は、おそらく中間圏に注入された二酸化硫黄が凝縮して明るい霞を形成したことによって引き起こされました。 [40]渦の2つの目はまだ説明されていません。[42]

ガリレオ探査機が撮影した金星深層大気の近赤外線（2.3μm）擬似カラー画像。赤い部分は、比較的遮られることなく大気を透過して放射する高温の地表の痕跡である。暗い点は、非常に高温の下層大気から放射される熱赤外線を背景にシルエットを描く雲である。

金星の最初の渦は、1978年にパイオニア・ビーナス・ミッションによって北極で発見されました。[43] 2006年夏、ビーナス・エクスプレスによって金星の南極で2番目に大きな「双眼」渦が発見されましたが、これは驚くべきことではありませんでした。[42]

あかつき探査機の画像は、高度45～60kmに広がる低層雲・中層雲域において、ジェット気流に似た現象を明らかにしました。風速は赤道付近で最大となりました。2017年9月、JAXAの科学者たちはこの現象を「金星赤道ジェット」と名付けました。[44]

上層大気と電離層

金星の中間圏は高度65kmから120kmまで広がっており、熱圏は約120kmから始まり、最終的には高度220～350kmで大気圏の上限（外気圏）に達します。[30]外気圏は、大気が非常に薄くなり、空気分子あたりの平均衝突数が1未満になったときに始まります。

金星の中間圏は2つの層に分けられる。下層は高度62～73km [45]にあり、上層は73～95km [30]にある。第1層では温度はほぼ一定で230 K (-43 °C) である。この層は上層雲甲板に一致する。第2層では温度は再び下がり始め、中間圏界面が始まる高度95kmで約165 K (-108 °C) に達する。[30]これは金星の昼側大気で最も寒い部分である。[2]昼側中間圏界面は中間圏と熱圏の境界として機能し、高度95～120kmにあり、温度は熱圏で一般的な一定値、約300～400 K (27～127 °C) まで上昇する。[2]対照的に、金星の夜側の熱圏は金星上で最も寒い場所で、最低気温は100 K（-173 °C）にまで下がります。これは氷圏とも呼ばれています。[2]

金星の上部中間圏と熱圏の循環パターンは、下層大気のものと完全に異なります。[2]高度 90～150 km では、金星の空気は惑星の昼側から夜側に移動し、日光が当たる半球では湧昇し、暗い半球では下降します。夜側の下降により空気は断熱加熱され、高度 90～120 km の夜側中間圏に暖かい層が形成されます。 [3] [2]この層の温度は 230 K (-43 °C) で、夜側熱圏の標準的な温度 100 K (-173 °C) よりもはるかに高くなっています。[2]昼側から循環する空気は酸素原子も運び、これは再結合後に長寿命の一重項状態( 1 Δ g )の励起酸素分子となり、その後緩和して波長 1.27 μm の赤外線を放射します。高度90～100kmからのこの放射は、地上や宇宙船から頻繁に観測されています。[46]金星の夜側上部中間圏と熱圏は、CO2と一酸化窒素分子の非局所的な熱力学的平衡放出源でもあり、これが夜側熱圏の低温の原因となっています。[46]

探査機ビーナス・エクスプレスは恒星掩蔽を通して、大気のもやが昼側よりも夜側ではるかに高く広がっていることを明らかにしました。昼側の雲層の厚さは20kmで、高度は約65kmまで広がりますが、夜側の雲層は厚いもやの形で高度90kmまで達し、中間圏まで達し、さらに透明なもやとなって高度105kmまで続きます。[37] 2011年、探査機は金星の高度100kmに薄いオゾン層があることを発見しました。 [47]

金星には高度120～300kmに広がる電離層がある[30] 。電離層は熱圏とほぼ一致している。電離層の高い電離レベルは、金星の昼側でのみ維持されている。夜側では電子の濃度はほぼゼロである[30] 。金星の電離層は3つの層から成り、120～130kmのv1層、140～160kmのv2層、200～250kmのv3層である[30] 。180km付近にはさらに層がある可能性がある。最大電子体積密度（単位体積あたりの電子数）は3 × 10である。11  m −3は、太陽直下点近くの v2 層で達します。 [30]電離圏の上部境界（電離圏界面）は高度 220～375 km に位置し、惑星起源のプラズマと誘導磁気圏のプラズマを分離します。 [48] [49] v1 層と v2 層の主なイオン種は O 2 +イオンであるのに対し、v3 層は O +イオンで構成されています。 [30]電離圏プラズマは運動していると観測されています。昼側での太陽光光電離と夜側でのイオン再結合が、プラズマを観測された速度まで加速する主なプロセスです。プラズマの流れは、夜側電離圏を観測されたイオン密度の中央値またはその付近に維持するのに十分であると思われます。 [50]

金星の電離層と太陽風との相互作用。

誘導磁気圏

金星は太陽風と相互作用する。誘導磁気圏の構成要素が示されている。

金星には磁場が存在しないことが知られている。[48] [49]その理由は全く明らかではないが、金星マントルの対流の強度が低いことに関係している可能性がある。金星には、太陽の磁場が太陽風によって運ばれることで形成される誘導磁気圏のみがある。[48]このプロセスは、磁力線が障害物（この場合は金星）に巻き付くことで理解できる。金星の誘導磁気圏には、ボウショック、マグネトシース、磁気圏界面、そして電流シートを伴う磁気圏尾部がある。[48] [49]

太陽直下点では、弓状衝撃波は金星表面から 1900 km (0.3 R v、R vは金星の半径) 上空に位置している。この距離は 2007 年に太陽活動極小期の近くで測定された。 [ 49 ]太陽活動極大期の近くでは、金星からの距離は数倍になることがある。[48]磁気圏界面は高度 300 km に位置する。 [49]電離圏の上側境界(電離圏界面) は約 250 km である。磁気圏界面と電離圏界面の間には磁気バリア、つまり磁場の局所的な強化が存在し、少なくとも太陽活動極小期の近くでは、太陽プラズマが金星の大気圏に深く浸透するのを防いでいる。バリア内の磁場は最大 40  nTに達する。[49]尾部では再結合現象と粒子加速が起こっている。磁気圏尾部における 電子とイオンのエネルギーはそれぞれ約100eVと1000eVである。[51]

金星には固有磁場がないため、太陽風は惑星の外気圏の比較的深いところまで浸透し、大気の大幅な損失を引き起こします。[52]この損失は主に磁気圏尾部で起こります。現在、失われている主なイオンの種類は、O +、H +、He +です。水素と酸素の損失比は約2（つまり、水の場合ほぼ化学量論的）であり、これは水の損失が継続していることを示しています。[51]

雲

金星の夜側の赤外線画像。高度35～50kmの雲層がそれぞれ異なる色で表示されている。赤色の雲が最も高く、緑と青の雲はその下に位置する。二酸化炭素と一酸化炭素の領域は赤外線を吸収している。

金星の雲は厚く、主に（75～96％）硫酸の液滴で構成されています。 [ 53 ] これらの雲は、光学画像から金星の表面を覆い隠し、雲に当たる太陽光の約75％を反射します。[54]反射率の一般的な指標である幾何学的アルベドは、太陽系のどの惑星よりも高くなっています。この高い反射率により、雲頂を探査するあらゆる探査機が十分な太陽エネルギーを得ることができ、探査機のどこにでも太陽電池を取り付けることができます。 [55]雲の密度は非常に変化しやすく、最も密度の高い層は約48.5 kmで、地球の積乱雲の低い範囲と同様に0.1 g/m 3に達します。 [56]

金星の雲は太陽光の60%以上を反射するため、表面照度は通常14,000 ルクスとなり、地球の「曇り空の昼間」の照度に匹敵します。[57]等価視程は約3キロメートルですが、これは風の状況によって変化する可能性があります。表面探査機の太陽電池パネルで太陽エネルギーを収集することは、ほとんど不可能です。実際、厚く反射率の高い雲のせいで、金星の表面が受け取る太陽エネルギーの総量は、太陽に近いにもかかわらず、地球よりも少ないのです。

1990年、木星に向かう途中の無人探査機ガリレオが金星フライバイ中に撮影した写真。小規模な雲の特徴は強調され、紫色のフィルターを通して撮影されたことを示すために青みがかった色合いが加えられています。

硫酸は、太陽の光化学反応によって二酸化炭素、二酸化硫黄、水蒸気に作用して上層大気中で生成されます。[58]波長 169nm未満の紫外線 は、二酸化炭素を一酸化炭素と一原子酸素に光分解します。一原子酸素は反応性が非常に高く、金星大気の微量成分である二酸化硫黄と反応して三酸化硫黄が生成されます。三酸化硫黄は、金星大気のもう一つの微量成分である水蒸気と反応して硫酸を生成します。[59]

CO 2 → CO + O
SO 2 + O → SO 3
2 SO 3 + 4 H 2 O → 2 H 2 SO 4 · H 2 O

地表レベルの湿度は0.1%未満です。[60]金星の硫酸の雨は地面に到達せず、表面に到達する前に熱によって蒸発します。この現象はvirgaとして知られています。[61]初期の火山活動によって硫黄が大気中に放出され、高温のために地球のように地表で固体化合物に閉じ込められなかったという説があります。[62]硫酸に加えて、雲粒にはさまざまな硫酸塩が含まれている可能性があり、二酸化硫黄の測定値を説明するシナリオの1つでは、雲粒のpHが1.0まで上昇します。[63]

朝の赤外線と紫外線で見た、金星の南極渦を囲む雲前線のクローズアップ画像

2009年、アマチュア天文家が大気中に顕著な明るい点を発見し、ビーナス・エクスプレスによって撮影されました。その原因は現在も不明ですが、表面火山活動が原因の可能性が指摘されています。[64]

稲妻

金星の雲は雷を発生させる可能性があるが[65]、この議論は現在も続いており、火山雷やスプライトについても議論が続いている。[66] [67]ソ連のベネラ9号と10号の探査機は、あいまいな光学的および電磁気的証拠を得た。[68] [69]ベネラ11号、12号、13号、14号の着陸機から雷を観測する試みがあったが、雷活動は記録されなかったが[70]、降下中に超低周波（VLF）波が検出された。[71]欧州宇宙機関のビーナス・エクスプレスは2007年に、雷に起因する可能性のあるホイッスラー波を検出した。 [72]その断続的な出現は、気象活動に関連するパターンを示唆している。ホイッスラーの観測によると、雷の発生率は地球の半分以上であり[65]、おそらくそれと同程度である可能性がある。[71]しかし、ビーナス・エクスプレスの発見は、非常に低い閃光率を示すJAXAあかつき宇宙探査機のデータとは矛盾している。[73]パーカー・ソーラー・プローブの最近のフライバイ研究では、ホイッスラー波の方向は金星から離れるのではなく、金星に向かうことが示されており、惑星起源ではないことを示唆している。[74]

パイオニア金星探査機（PVO）は、雷を検知するための電界検出器を搭載し、ベネラ13号と14号には雷雨を探索するための無線受信機と点放電センサーが搭載されました。雷を探索できる機器を搭載した他のミッションには、可視分光計を搭載したベネラ9号、スターセンサーを搭載したパイオニア、光度計を搭載したベガなどがあります。[70]

金星で雷が発生するメカニズムは、もし存在するならば、未だ不明である。硫酸雲の液滴は帯電する可能性があるが、大気の導電性が高すぎるため、電荷が持続せず、雷が発生しない可能性がある。[75]

雷は、大気中に存在する分子（二酸化炭素、窒素ガス、二酸化硫黄、硫酸、水）を原子とイオンに分解し、それらが再結合して新しい分子（炭素酸化物と亜酸化物、硫黄酸化物、酸素、元素硫黄、窒素酸化物、硫酸クラスター、炭素すすなど）を形成することで、大気化学に潜在的に寄与している可能性がある。[71]雷は、硫黄と二酸化硫黄を硫酸に、水と二酸化硫黄を硫黄に変換して雲を維持することにより、一酸化炭素と酸素ガスの生成に寄与している可能性がある。金星での雷の頻度に関わらず、宇宙船にとって潜在的な危険となる可能性があるため、研究することが重要である。[70]

1980年代を通じて、金星の夜側の輝き（「灰色の光」）の原因は雷であると考えられていました[76] [70]。しかし、金星の雷はそれを引き起こすには弱すぎる可能性があります。[70]

生命の可能性

表面の過酷な環境のため、地球の探査はほとんど行われていません。現在理解されている生命が宇宙の他の場所でも必ずしも同じではないという事実に加え、地球上の生命の粘り強さ自体もまだ明らかにされていません。地球には極限環境を好む生物が生息しています。好熱菌と超好熱菌は水の沸点を超える温度で繁殖し、好酸性菌はpH3以下で繁殖します。多極限環境菌は様々な極限環境に耐えることができ、その他にも多くの種類の極限環境菌が地球上に存在します。[77]

金星の表面温度（450℃以上）は、100℃を数十度上回る程度である極限環境微生物の生存範囲をはるかに超えています。しかし、雲頂温度が低いことから、地球の雲の中でバクテリアが生息・繁殖しているのと同様に、金星にも生命が存在する可能性は十分に考えられます。[78]しかし、雲頂に生息するバクテリアは、高濃度硫酸環境のため、超好酸性でなければなりません。厚い雲の大気中の微生物は、空気中の硫黄化合物によって太陽放射から保護されている可能性があります。[77]

金星の大気は平衡状態から大きく外れており、更なる調査が必要であることが判明している。[77]ベネラ、パイオニア、マゼランの各ミッションのデータ分析により、上層大気中に硫化水素（後に異論が出ている[25]）と二酸化硫黄（SO2 ）が共存しているほか、硫化カルボニル（OCS）も確認されている。最初の2つのガスは互いに反応するため、何らかの原因で生成されていると考えられる。硫化カルボニルは無機的に生成するのが難しいが、金星の大気中には存在している。[78]しかし、金星の火山活動によって硫化カルボニルの存在を説明できる可能性がある。[78]さらに、初期のベネラ探査機の1つは、金星の雲底直下で大量の有毒塩素を検出した。 [79]

この層の微生物が太陽からの紫外線をエネルギー源として吸収している可能性が示唆されており、これは金星の紫外線画像に黒い斑点として現れる「未知の紫外線吸収剤」の可能性のある説明となる可能性がある。 [80] [81]この「未知の紫外線吸収剤」の存在をきっかけに、カール・セーガンは1963年に論文を発表し、上層大気中の微生物が紫外線を吸収する物質であるという仮説を提唱した。[82] 2012年には、金星監視カメラの画像解析から、金星大気中におけるこれらの未知の紫外線吸収剤の存在量と垂直分布が調査されたが[83]、その組成は依然として不明である。[77] 2016年には、これまで知られていなかった金星大気の紫外線吸収の原因物質として、二酸化二硫黄の可能性が指摘された。 [84]この「未知の紫外線吸収剤」の黒い斑点は、金星の天候に影響を及ぼすほど顕著である。[85] 2021年には、「未知の紫外線吸収剤」の色が、濃硫酸に溶解した混合有機炭素化合物からなる既知の物質である「赤い油」の色と一致することが示唆されました。[86]

2020年9月、カーディフ大学がジェームズ・クラーク・マクスウェル電波望遠鏡とALMA電波望遠鏡を用いた調査研究により、金星の大気中にホスフィンが検出されたことが記録されたが、これは金星の条件下で存在する、あるいは可能となる既知の非生物的生成方法とは関連がなかった。ホスフィンは生成が極めて困難で、金星の雲の化学作用により、観測量まで蓄積される前に分子が破壊されるはずである。ホスフィンは金星表面から少なくとも48kmの高度で検出され、主に中緯度で検出されたが、金星の極では検出されなかった。科学者らは、研究で説明されているホスフィンの指紋は理論的には望遠鏡やデータ処理によってもたらされた偽信号である可能性があるため、同じ信号を検出する複数の望遠鏡の使用を超えて、検出自体をさらに検証できると指摘している。[87] [88] [89] [90]この検出は後に、偽陽性[23]または振幅を大幅に過大評価した真の信号であり、ホスフィンの濃度が1ppbであることと一致することが示唆されました。[24] 2021年4月のALMAデータセットの再解析では、信号対雑音比が5.4の20ppbホスフィン信号が回復され、[24] 2021年8月までに、二酸化硫黄による汚染の疑いがホスフィンスペクトル線バンドの暫定的な信号のわずか10%にしか寄与していないことが確認されました。[91]

進化

現在の雲構造と地質の研究、そして太陽の光度が約38億年前から25%増加しているという事実を合わせると、[92]金星の初期の環境は、表面に液体の水が存在する地球に似たものであったと考えられています。金星の進化の過程のある時点で、暴走温室効果が発生し、現在の温室効果ガスが優勢な大気へとつながりました。地球に似た状態からこの変化がいつ起こったかは分かっていませんが、約40億年前に起こったと推定されています。暴走温室効果は、表層水の蒸発とそれに伴う温室効果ガス濃度の上昇によって引き起こされた可能性があります。そのため、金星の大気は、地球の気候変動を研究する研究者から大きな注目を集めています。 [7] [93]

過去数十億年にわたり金星上に水が存在したことを示唆する地質学的形態は存在しない。しかし、金星が地球形成過程において例外であり、その初期の歴史において水（おそらく金星を形成した元の岩石、あるいは後に彗星からもたらされた）をもたらしたと考える理由はない。研究者の間では、水は蒸発するまでに約6億年間地表に存在していたというのが一般的な見解だが、デイビッド・グリンスポンのように最大20億年という可能性もあると考える者もいる。[94]海洋の持続に関するこの長いタイムスケールは、進化する金星水圏への雲の熱的影響を組み込んだ一般循環モデルのシミュレーションによっても裏付けられている。[95]

冥王代の初期地球は、約40億年前まで金星のような大気を持ち、二酸化炭素濃度が約100気圧、表面温度が230℃で、硫酸の雲もあったと考えられている。この頃にはプレートテクトニクスが本格的に始まり、初期の水の海とともに大気から二酸化炭素と硫黄が除去された。[96]そのため、初期の金星には地球のような水の海があった可能性が高いが、金星が海を失った時点でプレートテクトニクスは終焉を迎えたと考えられる。[要出典]金星の表面は約5億年前のものと推定されているため、プレートテクトニクスの証拠は見られないと考えられる。[97]

地球からの観測と測定

2004年6月8日に金星が太陽面を通過し、地球からの分光測定を通じて上層大気に関する貴重な情報を提供します。

1761年、ロシアの博学者 ミハイル・ロモノーソフは、太陽面通過の出射期の初めに、金星の太陽面から離れた部分を囲む光の弧を観測し、金星に大気があると結論付けました。[98] [99] 1940年、ルパート・ヴィルトは、金星の大気中の二酸化炭素の量が表面温度を水の沸点以上に上昇させると計算しました。[100]これは、1962年にマリナー2号が放射計で温度を測定した際に確認されました。1967年、ベネラ4号は、大気が主に二酸化炭素で構成されていることを確認しました。[100]

金星の上層大気は、太陽面通過と呼ばれるまれな現象で惑星が太陽を横切るときに地球から測定できる。金星の最後の太陽面通過は2012年に発生した。定量的天文分光法を使用して、科学者は惑星の大気を通過した太陽光を分析し、その中の化学物質を明らかにすることができた。惑星の大気に関する情報を発見するために光を分析する技術が初めて結果を示したのは2001年であったため、[101]太陽面通過の観測が始まって以来、金星の大気についてこのように決定的な結果を得ることができたのはこれが初めての機会だった。65～85 kmの大気に関する情報が不足していたことを考えると、この太陽面通過はまれな機会だった。[102] 2004年の太陽面通過によって、天文学者は金星の上層大気の組成を決定するのに役立つだけでなく、太陽系外惑星の探索に使用する技術を改良するためにも役立つ大量のデータを収集することができた。大気の大部分が二酸化炭素で構成されているため、近赤外線を吸収するため観測が容易です。2004年の通過時には、波長の関数として大気中の吸収を測定することで、その高度における気体の特性が明らかになりました。また、気体のドップラーシフトによって風のパターンも測定できました。[103]

金星の太陽面通過は非常に稀な現象であり、2004年以前の金星の太陽面通過は1882年であった。最も最近の太陽面通過は2012年であり、次の太陽面通過は2117年まで起こらない。[102] [103]

宇宙ミッション

最近および現在の宇宙探査機

この画像はあかつき探査機が捉えた紫外線で撮影した金星です。

かつて金星を周回していた金星エクスプレス宇宙船は、1～ 5μmのスペクトル範囲の 赤外線 画像分光法を使用して、大気圏のより深いところまで探査しました。[3]

2010年5月に打ち上げられたJAXAの金星探査機「あかつき」（金星気候探査機）は、2年間にわたり金星の大気の構造や活動などを観測しましたが、2010年12月に金星周回軌道への投入に失敗しました。2度目の軌道投入は2015年12月7日に成功しました。[104]金星の気候を観測するために特別に設計された「あかつき」は、金星を周回した最初の気象衛星です（地球以外の惑星では初めて）。[105] [106]搭載されている5台のカメラのうち1台「IR2」は、厚い雲の下の金星の大気に加え、金星の運動や微量成分の分布を観測することができます。非常に偏心した軌道（近点高度400km、遠点高度31万km）を周回することで、金星のクローズアップ写真を撮影し、活火山と雷の存在を確認しました。[107]

NASAのニューフロンティア計画が提案した金星探査機

提案されたミッション

NASAのニューフロンティア計画によって提案された金星探査機は、惑星の気候変動につながるプロセスの理解を助けるとともに、後のサンプルリターンミッションへの道を開くことが提案されている探査機です。[108]

金星探査分析グループ（VEXAG）は、金星表面と大気の組成と同位体組成を約90日間調査するために、金星モバイル・エクスプローラーと呼ばれる探査機を提案している。このミッションはまだ打ち上げには選定されていない。[109]

ミッションによって惑星表面の過酷な自然が明らかになった後、注目は火星などの他のターゲットへと移りました。しかしその後も多くのミッションが提案され、その多くは未だ知られていない上層大気圏に関係しています。 1985年のソ連の ベガ計画では、2つの気球が大気圏に投下されましたが、これらはバッテリー駆動で、それぞれ約2地球日で電力が切れてしまいました。それ以来、上層大気圏の探査は行われていません。2002年、NASAの請負業者であるグローバル・エアロスペースは、上層大気圏に2地球日ではなく数百地球日滞在できる気球を提案しました。[110]

ジェフリー・A・ランディスは気球の代わりに太陽飛行体を提案しており[39]、このアイデアは2000年代初頭からときどき取り上げられてきた。金星はアルベドが高く、降り注ぐ太陽光のほとんどを反射するため表面は非常に暗く、高度60 kmの上層大気では上向きの太陽光の強度が90%であるため、宇宙船の上部と下部の両方に太陽電池パネルをほぼ同じ効率で使用できる。 [55]これに加えて、わずかに低い重力、高い気圧、および永続的な太陽光発電を可能にする遅い自転により、この部分は探査に理想的である。提案されている飛行体は、太陽光、気圧、および風速によって永続的に空中にとどまることができ、一度に数時間低高度にわずかに下がってから再び高高度に戻ることができる高度で最もよく動作するだろう。この高度の雲中の硫酸は、適切に遮蔽された探査機にとっては脅威とはならないため、このいわゆる「ソーラーフライヤー」は、機械的なエラーや予期せぬ問題によって故障するまで、45kmから60kmの範囲を無期限に測定できる。ランディスはまた、スピリットやオポチュニティに似た探査機が表面探査を行う可能性も示唆した。ただし、スピリットやオポチュニティと異なるのは、金星表面探査機は、上空のフライヤーに搭載されたコンピューターからの無線信号によって制御される「ダム」探査機であるという点である。[111]表面環境に耐えられるのはモーターやトランジスタなどの部品のみで、熱、圧力、酸性環境に耐えられないマイクロエレクトロニクス関連の脆弱な部品は必要ない。 [112]

ロシアの宇宙科学計画には、2029年のベネラD（金星D）探査機の打ち上げが含まれている。[113]ベネラDミッションの主な科学的目標は、大気の構造と化学組成の調査、上層大気、電離層、電気活動、磁気圏、脱出率の調査である。[114]ノースロップ・グラマンが設計したインフレータブル航空機、金星大気圏機動プラットフォーム（VAMP）をベネラDと一緒に飛行させることが提案されている。[115] [116] [117]

高高度金星運用コンセプト（HAVOC）は、NASAによる金星有人探査構想です。従来の着陸方式ではなく、飛行船を用いて乗組員を高層大気圏へ送り込むものです。2010年代後半に提案された他の計画には、VERITAS、Venus Origins Explorer、VISAGE、VICIなどがあります。2018年6月、NASAはブラック・スウィフト・テクノロジーズ社と契約を締結し、風のせん断を利用して揚力と速度を得る金星グライダーのコンセプト研究を行いました。[118]

計画中のDAVINCI+探査機が金星の大気圏を通過する降下段階の想像図

2021年6月、NASAは2020年代後半に金星大気探査機を送り込むDAVINCI+ミッションを選定しました。DAVINCI+は、金星の大気の組成を測定し、その形成と進化の過程を解明するとともに、かつて金星に海が存在したかどうかを解明します。このミッションは、金星の厚い大気圏に突入する降下球体で構成され、希ガスなどの元素を測定して金星の気候変動を解明します。これは、1978年以来、米国主導による金星大気圏探査ミッションとしては初となります。[119]

参照

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