Skip to main content

Windsnelheden en -hoogten

De dynamica van de atmosfeer wordt beheerst door de snelle rotatie van de zone die zich centreert rond de wolkenlaag. Deze zone roteert in 4 Aarddagen, veel sneller dan de planeet die een rotatieperiode van 243 dagen heeft. Beide rotaties zijn retrograad.

De wolkenlaag van Venus maakt één volledige omwenteling rond de planeet in 4.2 dagen. Deze natuurlijke convectiebeweging, die van oost naar west verloopt, wordt superrotatie genoemd. De superrotatiebeweging begint op ongeveer 10 km hoogte en groeit gestaag tot op 65 km, waar de equatoriale winden snelheden bereiken van ongeveer 540 km/u. Vanaf dat punt daalt de windsnelheid tot ze volledig stilvalt bij ongeveer 95 km hoogte.

Atmosferische superrotatie

De atmosfeer van Venus (in ieder geval de wolkenlaag) draait dus ongeveer 50 keer sneller dan de planeet zelf. Deze superrotatie heeft waarschijnlijk de rotatie van de planeet beïnvloed. De atmosferische massa van Venus bedraagt immers ongeveer een tienduizendste van de massa van de planeet. Er moet een uitwisseling van snelheid geweest zijn tussen de planeet en de atmosfeer om de totale kinetische energie te behouden.

Temperatuurbereik op Venus (in Celsius)

In tegenstelling tot wat men zou kunnen denken is de temperatuur aan het oppervlak ongeveer constant en uniform over de hele planeet (zowel aan de door de Zon beschenen kant als aan de schaduwkant). Dit komt door de winden die over de planeet razen en die zorgen voor een uniforme verspreiding van de warmte. Zo wordt de zeer kleine spreiding van de waargenomen temperaturen verklaard.

Bijgevolg daalt de oppervlaktetemperatuur tijdens een nacht op Venus, die ongeveer 58 Aarddagen duurt, maar heel weinig. Dit geldt echter niet in de hoogte waar de atmosfeer veel dunner is. Op 100 km hoogte varieert de temperatuur tussen +27°C tijdens de dag en -143°C ’s nachts.

Massa van de Venus-atmosfeer

Er moet ook op gewezen worden dat de enorme massa van de Venus-atmosfeer een zeer grote thermische inertheid heeft, die de uniformiteit van de oppervlaktetemperatuur van de planeet grotendeels verklaart. Dit is vergelijkbaar met het effect van het water van de oceanen op Aarde. De atmosfeermassa van Venus bedraagt immers bijna 500 miljoen miljard ton (5x1020 kg), dit is ongeveer 100 keer de massa van de Aardatmosfeer en meer dan een derde van de massa van de oceanen op Aarde!!

Zeer lage windsnelheid aan het oppervlak van Venus

Aan het oppervlak van de planeet is er echter bijna geen wind en de windsnelheid is nooit hoger dan een paar km/u. Deze winden zijn nochtans, samen met de corrosieve samenstelling van de atmosfeer, verantwoordelijk voor een erosie-effect vergelijkbaar met dat van een rivier. Bij het oppervlak van Venus heeft de atmosfeer immers een dichtheid die ongeveer 1/10 van die van water is.

De winden zijn sterker bij de evenaar en verzwakken naar de polen toe. Dit zorgt voor een duidelijk zichtbare V-structuur op beelden van de wolkenlagen.

De verticale distributie van de zonale windsnelheid kan in verband gebracht worden met de breedtegradiënt van de temperatuur door een cyclostrofisch evenwicht in de troposfeer en de mesosfeer te veronderstellen. Cyclostrofisch evenwicht, goed onderbouwd door waarnemingen (fig. 5), is een dynamische toestand waarbij de horizontale component van de centrifugale kracht door rotatie gelijk en tegengesteld is aan de kracht als gevolg van de drukgradiënt. Op Aarde wordt het evenwicht bereikt tussen de drukgradiënt en de Corioliskracht en spreken we van een geostrofisch evenwicht.

Dit mozaïek illustreert de atmosferische superrotatie van de bovenste wolkenlaag van Venus. Copyright: ESA, JAXA, J. Peralta en R. Hueso 2017.
De superrotatie-beweging begint bij ongeveer 10 km, en groeit gestaag tot 65 km, waarbij de equatoriale winden snelheden van ongeveer 540 km/u bereiken. Vanaf daar neemt de windsnelheid af en daalt tot nul bij ongeveer 95 km.