Venüs (gezegen) post:1
Venüs
Yörünge Özellikleri
Yarı büyük eksen 108.210.000 km.
0,723 A.Ü. Günberi 107.480.000 km.
0,718 A.Ü. Günöte 108.940.000 km.
0,728 A.Ü. Yörünge dışmerkezliği 0,006 Yörünge eğikliği 3,39o Dolanma süresi 224,7 gün
0,615 yıl Kavuşum süresi 583,92 gün Yörünge hızı
ortalama 35,02 km/saniye
Gözlem Özellikleri
Görünür parlaklık
en yüksek
en düşük
-4,4
-3,3 Yer'e en yakın konumda Yer'e Uzaklık 38.200.000 km.
0,25 A.Ü. Görünür çap 66 ark saniye Yer'e en uzak konumda Yer'e Uzaklık 261.000.000 km.
1,74 A.Ü. Görünür çap 9,7 ark saniye
Fiziksel Özellikler
Ekvator çapı 12103,6 km.
(0,95 x Yer) Basıklık 0 Hacim 0,086 x Yer Kütle 0,0815 x Yer Yoğunluk 5,24 g/cm3
(0,95 x Yer) Eksen eğikliği 177,36o (ters dönüş) Dönme süresi -243 gün (ters yönde) Yerçekimi 8,87 m/s2
(0,91 x Yer) Kurtulma hızı 10,36 km/saniye
(0,93 x Yer) Beyazlık
(albedo) 0,65 Yüzey sıcaklığı
ortalama
737 K (464oC) Venüs Gezegeni (Arapça kökenli eski adıyla Zühre, Hristiyanlık öncesi Roma Astrolojisinde Lucifer), Güneş Sistemi'nde Güneş'e uzaklık bakımından ikinci gezegendir. Eski Roma tanrıçası Venüs'ün (Eski Yunan Mitolojisi'nde Afrodit) adını almıştır.
Büyüklüğü açısından Dünya ile benzerlik gösterdiğinden Dünya ile kardeş gezegen olarak da bilinmektedir. Gökyüzünde Güneş'e yakın konumda bulunduğundan ve yörüngesi Dünya'nınkine göre Güneş'e daha yakın olduğundan yeryüzünden sadece Güneş doğmadan önce veya battıktan sonra görülebilir. Bu yüzden Venüs Akş** Yıldızı veya Sabah Yıldızı olarak da isimlendirilir. Bir diğer adı da 'Çoban yıldızı'dır. Görülebildiği zamanlar, gökyüzündeki en parlak cisim olarak dikkat çeker.
Yörünge
Venüs, Güneş'e yaklaşık 108 milyon kilometre uzaklıkta oldukça dairesel bir yörünge üzerinde, bir devrini 224,7 günde tamamlar. Güneş sistemi'nin gezegenleri arasında gözlenen en düşük dışmerkezlik oranı, 0,007 ile Venüs yörüngesine aittir.
Fiziksel özellikler
Venüs'ün boyut açısından Yer ile karşılaştırılması
Venüs, Güneş sistemi'nin iç gezegenler olarak adlandırılan diğer dört üyesi gibi katı bir yapıya sahiptir. 5,25 g/cm3 olan yoğunluğu Yer'e oranla biraz düşüktür, gezegen Yer'den yalnızca % 5 daha küçük olan çapı ve Yer kütlesinin % 80' ini aşan kütlesi ile, dünyamızla karşılaştırılabilecek boyutlardadır. Çapı, ekvator ya da kutuplar arasında ölçüldüğünde hemen hemen aynıdır. Gezegenin Yerküre gibi basık olmaması, kendi ekseni etrafında dönüş hızının çok yavaş olması ile uyumludur. Güneş'e en yakın gezegen Merkür'e oranla birim yüzey başına ancak dörtte bir oranında güneş ışını almasına, ve yansıtıcılık değeri yüksek atmosferinin 0,65 gibi yüksek bir beyazlık (albedo) derecesi ile gezegen üzerine düşen güneş ışınlarının üçte ikisini yansıtmasına karşın bu yoğun atmosferin neden olduğu güçlü bir sera etkisi altındadır ve sıcak bir gezegendir. Yüzey ısısı 480oC (750 K) ile Güneş sistemi gezegenleri arasında saptanan en yüksek değerdir, ve yoğun atmosferin koruyucu etkisi sayesinde gündüz-gece arasında ve enlemler boyunca önemli farklılık göstermez.
İç yapı
Venüs üzerine indirilmiş bir çok uzay sondası olmasına karşın, gezegen yüzeyindeki olumsuz koşullar, aygıtların uzun süreli veri sağlamasına olanak tanımamıştır. Elde sismik verilerin bulunmayışı gezegenin iç yapısı hakkındaki bilgilerimizi kısıtlar. Diğer yer benzeri gezegenler gibi, Venüs'te de katı bileşenlerin yoğunluklarına göre yüzeyden derine doğru tabakalar halinde yerleşmiş olduğu düşünülür. Buna göre en içte büyük kısmını demir ve nikelin oluşturduğu bir metal çekirdek, çevresinde daha hafif silikat 'kaya'lardan oluşan bir manto tabakası ve en dışta en hafif kayaların oluşturduğu kabuk tabakası yer alması beklenir. Venüs'ün yoğunluğunun Yer'e oranla daha düşük olmasına karşın, kütlesinin, dolayısıyla kütleçekim güçlerinin ve derin tabakalardaki sıkışma oranının da az olması hesaba katıldığında, bileşiminin Yerküre'dekine çok benzer olması gerektiği ortaya çıkar. Dikkate değer bir manyetik alanın bulunmayışı en azından çekirdek kısmında sıvı halde demir bulunmadığını, varsa da bu katmanda konveksiyon akımlarına yol açacak bir iç ısı kaynağı olmadığını düşündürür. Venüs'ün boyut ve kütlesine dayanarak oluşturulan modeller, çekirdek yarıçapının 3200 km. kadar, yani gezegen yarıçapının % 55' i kadar olduğunu varsayar.
Yüzey şekilleri ve Venüs 'yerbilim'i
Venüs'ün Magellan tarafından radar tekniği ile elde edilen yüzey görüntüsü
Venüs'ün yoğun atmosferi, yüzey yapılarının incelenmesine olanak tanımaz. 1960'lardan başlayarak dünya yüzeyinden yapılan Doppler araştırmaları, 1970'lerde Pioneer Venus Orbiter uzay aracının radar incelemeleri ve 1989'da Magellan uzay aracının ayrıntılı radar verileri gezegenin yüzey şekilleri ve jeolojisi hakkında değerli bilgiler sağlamıştır.
Arazi tipleri
Bu araştırmalarda, Venüs yüzeyinin çoğunlukla fazla engebeli olmayan alanlardan oluştuğu anlaşılmıştır. Referans olarak alınacak bir deniz düzeyi bulunmadığından, Venüs üzerindeki coğrafi oluşumların yükseklik ve derinlikleri, tüm yüzey şekillerinin ortalama yükseltisine denk gelen hayali bir küre yüzeyine göre belirlenir. Gezegenin yükseltiler haritası incelendiğinde, yüksek dağlar, geniş yükselti alanları ve çukurluklar gözlenmekte, ancak yüzeyin % 80 den fazlasının yükselti açısından ortalama yükselti düzeyine komşu 1000 metrelik bir aralıkta yer aldığı dikkati çekmektedir. Ortalamadan 2000 metre ve daha yüksek alanların toplamı ise tüm gezegen yüzeyinin % 2 sini geçmez.
Venüs yüzeyinde, küçük boyutta bir çok yükseltinin yanı sıra kıta büyüklüğünde iki önemli yükselti alanı saptanmıştır. Bunlardan büyük olanı Aphrodite Terra olarak adlandırılmış ve alan bakımından Güney Amerika kıtası ile karşılaştırılabilir ölçektedir. Ishtar Terra ise bunun yarısı büyüklüktedir. Aphrodite Terra, gezegen ekvatoru boyunca doğu-batı yönünde 15.000 km. boyunca uzanan ince uzun bir alandır. Batı kesiminde yüksekliği 8.000 metreyi bulan dağlar yer alırken, doğusunda 6.000 km. boyunca ekvatora paralel uzanan ve yükseltisi -2.500 ile +2.500 metre arasında değişen dev bir vadiler ve sırtlar dizisi bulunur. Kuzey kutbuna yakın yerleşimdeki Ishtar Terra üzerinde ise ortalama yükseltisi 3.000 metreyi geçen Lakhsmi Planum adlı geniş bir yayla ve Venüs'ün en yüksek noktasının bulunduğu Maxwell Montes adında dev bir dağ kütlesi yer alır. Bu dağın zirvesi, Venüs'ün ortalama yükseltisinin 11.000 metre üzerine yükselir.
Çukurluklar, yükselti alanlarının arasında, geniş alçak düzlükler şeklindedir ve kuzey yarıkürede daha belirgindirler. Gezegenin en alçak noktaları, ortalama yükselti düzeyinin 3.000 metre kadar altında bulunur.
Bunların dışında daha da az engebeli üçüncü bir arazi tipi vardır. Geniş dolgu ovaları görünümündeki bu düzlükler ortalama yükseltiye yakın veya biraz aşağıda yer alan, volkanik kökenli oldukları düşünülen alanlardır.venüs güzelliğin gezegenidir
Tektonik etkinlik
Radar haritaları, Venüs üzerinde yüzlerce kilometre uzanan, düşey doğrultuda ise bin metreyi aşan yükselti farklarına yol açan kırıklar, yarıklar, yamaç ve uçurumlar ortaya çıkarmıştır. Bu yapılar, yoğun atmosferin yıkıcı etkileri altında yüzey şekillerinin çok uzun ömürlü olmasının beklenmediği bir gezegen için, kabuk tabakasında önemli bir hareketliliğin belirtisi olarak alınabilir. Ancak yüzey oluşumlarının hiç biri, Yerküre üzerindekine benzer bir levha tektoniği etkinliği ile ilişkili olabilecek özelliklerde değildir. Kırık ve kıvrımların gezegen yüzeyinin en çok beşte biri kadar olan sınırlı bir alanda gözlenmesi, bu oluşumlara neden olan süreçlerin küresel olmaktan çok yerel etkinliklerle sınırlandığını düşündürür. Değişik bir yorumda, Yerkabuğunu şekillendiren ve sayısı onikiyi bulan levhaların hareketini içeren 'Yer levha tektoniği‘ ile karşılaştırılabilecek, bir tek levhanın dinamiği ile tanımlanan bir 'Venüs levha tektoniği' kavramı ortaya atılmıştır. Bir başka yaklaşım, Venüs'teki kabuk hareketlerini 'tektonizm' sözcüğü ile açıklamak olmuştur.
Levha hareketliliği olmaksızın önemli kabuk deformasyonlarının ortaya çıkabilmesi, Venüs kabuğunun yerkabuğuna oranla ince ve kırılgan olmasına bağlanmıştır. Bunda gezegen yüzeyinin 500oC' ye varan sıcaklığının kabuğun kalın bir tabaka halinde katılaşmasına ve yeterince sertleşmesine izin vermemesinin payı olduğu da ileri sürülmüştür. Ancak Magellan uzay aracı tarafından sağlanan bulgular Venüs'ün kabuk tabakasının yerkabuğuna benzer şekilde çoğu yerde 30-40 km. kalınlığında olduğunu göstermektedir. Aydınlatılmayı bekleyen bir diğer konu da Venüs'ün, yerkabuğunun levha hareketlerini kolaylaştıran astenosfer benzeri bir katmandan yoksun olduğu iddiasıdır. Magellan sondasının kütleçekim analizlerinin işaret ettiği bu durum, kabuk tabakasının doğrudan doğruya gezegen içinden gelen yerel ve sınırlı ancak güçlü konveksiyon akımlarının etkisi altında kalmasını açıklayabilir. Böylece Yer'deki yüzey şekilleri öncelikle yerkabuğunu ilgilendiren süreçlerle açıklanırken, Venüs'ün yüzey şekillerinin manto tabakasının etkinliği ile belirlenmesi söz konusu olabilir.
Volkanik etkinlik
Maat yanardağının Magellan radar verilerine dayanan 3 boyutlu canlandırması
Venüs yüzey şekillerinin ancak beşte biri tektonik süreçlere bağlanabilirken, gezegen yüzeyinin % 80 inin volkanik etkinlikler sonucu şekillenmiş olduğu düşünülmektedir. Geniş lav düzlükleri Venüs'te en yaygın yüzey şeklidir. Bu düzlükler içine dağılmış durumda sayısız yanardağlar yer alır. Bunlardan en az yüz tanesi dünya ölçülerine göre dev denebilecek boyutta 'kalkan yanardağ'lardır. Küçük boyutlardaki yanardağ sayısının ise milyonları bulabileceği sanılır. Venüs'e özgü bir yüzey şekli ise 'taç' ( corona) adı verilen 100-300 km. çapında halka benzeri yükseltilerdir. Bunların, kabuk tabakasının yükselen bir magma sütununun itmesi ile kabarıp, sonradan orta kısmının içe doğru çökmesi sonucunda bir taç şeklini almasıyla oluştuğu düşünülmektedir. Venüs kabuğunda levha hareketliliği olmadığından yanardağ etkinliği yalnızca yükselen magma sütunlarının bulunduğu sıcak noktalarda gerçekleşir. Günümüzde etkin olan, ya da yakın tarihlerde etkin olduğu tahmin edilen yanardağlar, radar yansıtıcılığı yüksek taze lav akıntıları yardımıyla tanınırlar. Yeryüzünde olduğu gibi Venüs'te de genç yanardağların, düşey/yatay boyut oranlarının yaşlı olanlardan daha yüksek olduğu ve daha keskin hatlar taşıdıkları görülür; ancak Venüs yanardağları tipik olarak yüksekliklerine oranla çok geniş alanlara yayılırlar. Gerek 'lav kalkanları'nın, gerekse 'lav kubbeleri'nin dünyadaki benzerlerine göre çok büyük boyutlarda olduğu Venüs'te, lav baskınları ile oluşmuş düzlüklerin de dünyadaki örneklerle karşılaştırıldıklarında hem tek tek, hem de toplam alan bakımından çok daha büyük oldukları görülür. Ayrıca lav akıntılarının açtığı vadiler, kanallar ve bu yapıların oluşturduğu karmaşık ağlara rastlanır. Baltis Vallis adı verilen vadinin uzunluğu 7.000 kilometreyi bulmaktadır.
Bir 'taç' örneği: 200 km. çapında Aine Corona.Magellan görüntüsü
Çarpma kraterleri
Magellan uzay sondası tarafından saptanan çoğunluğu volkanik kökenli sayısız kraterin arasında, 840 kadar çarpma krateri bulunmaktadır. Yer yüzeyinde bilinen çarpma kraterleri sayısına oranla oldukça fazla olan bu sayı, Merkür, Mars ve Ay ile karşılaştırıldığında, önemsiz sayılacak ölçüde azdır. Bu bulgu kısmen, Venüs yüzeyinin, Yer yüzeyi kadar olmasa da nisbeten genç olması ile açıklanabilir. Bir yandan volkanik etkinliklerle, diğer yandan yoğun atmosferin aşındırıcı etkileri ile sürekli olarak şekillenmekte olan gezegen yüzeyinin ortalama yaşı 400 milyon yıl kadar, yani gezegenin ve Güneş sistemi'nin tahmin edilen yaşının onda birinden azdır. Venüs yüzeyindeki en eski oluşumların 800 milyon yıldan daha yaşlı olmadıkları sanılmaktadır. Bu, Merkür, Mars ve Ay'ın kraterlerinin büyük bir kısmının oluştuğu Güneş Sistemi'nin çalkantılı gençlik döneminde gerçekleşen, ve günümüzden 3,8 milyar yıl önce sona eren büyük çarpışmaların kaydının tümüyle silindiği anlamına gelir. Tektonik etkinliğin ve suyun aşındırıcı etkisinin daha yoğun olduğu Yer yüzeyinde bu tahrip daha şiddetli olmuş ve günümüze yok olmadan ulaşan çarpma kraterlerinin büyük bir bölümü de tanınmayacak derecede aşınmaya ve değişime uğramıştır. Venüs yüzeyindeki çarpma kraterlerin büyüklüklerine göre dağılımı da ilginçtir. Gezegen üzerine düşen göktaşlarının boyutları küçüldükçe sıklıklarının artması beklenirken, Venüs yüzeyi çarpma kraterlerinin sıklığında, 20 km. çapın altına inildiği ölçüde belirginleşen bir azalma dikkat çeker. 2 km. çapındaki kraterlerin sayısı beklenenin 30.000' de biri kadardır. 2 km.den daha küçük çaplı çarpma kraterine rastlanmaz. Bunun nedeni yine yoğun atmosferdir. 100 metreden daha küçük boyuttaki göktaşları atmosferin neden olduğu sürtünme nedeniyle parçalanarak gezegen yüzeyine varmadan etkinliklerini yitirirler. Ancak 1 kilometreyi aşan boyutlardaki gök cisimleri atmosferden fazla etkilenmeden yüzeye ulaşırlar. Bu nedenle Venüs yüzeyinde görülen kraterler ancak bu koruyucu kalkanı aşabilecek boyuttaki cisimlerin çarpması ile oluşan büyük kraterlerdir. Kraterlerin çevresinde çarpma sırasında yüzeyden sıçrayan materyelin çoktüğü radar yansıtıcılığı yüksek alanlar vardır, ancak atmosfer sürtünmesinin bu maddelerin uzun mesafelere gitmesine izin vermemesi nedeniyle diğer gezegen ve uydularda görülene oranla dar bir alanda sınırlı kalırlar.
Atmosfer
Venüs bulutlarının Pioneer Venus Orbiter tarafından morötesi dalga boyunda elde edilen tipik 'V' görüntüsü
Yeryüzünden yapılan amatör gözlemlerde dahi, Venüs'ün önemli bir atmosfer tabakasına sahip olduğunu gösteren bir çok bulguya rastlanabilir. Rus bilim adamı Lomonosov 1761 yılında bu tür verilere dayanarak Venüs'ün atmosferi olduğunu ileri süren ilk kişi olmuştur. Gözlem olanaklarının geliştiği ve gezegenler hakkında elde edilen bilginin giderek arttığı izleyen yıllarda, Venüs'ün gözlenmesini olanaksız kılan bu atmosfer tabakası 1930'larda tayfölçüm tekniklerinin uygulanabilir duruma gelmesi ile sırlarını açığa çıkarmaya başlamış, ancak 1960'larda radar teknolojisinin kullanılması ile gökbilimcilerin önünde bir engel olmaktan çıkmıştır. Son kırk yıl içinde yapılan bir çok uzay uçuşu, Venüs atmosferi üzerinde bilinenlerin çok artmasını sağlamıştır.
Atmosferin genel özellikleri
Yer benzeri gezegenler içinde en yoğun atmosfere sahip olanı Venüs'tür. Gezegen yüzeyinde atmosfer basıncı 90 bar civarındadır, diğer bir deyişle Yer yüzeyinde ölçülen basıncın 90 katı kadardır. 480oC (750 K) düzeyine varan sıcaklık gece ve gündüz arasında hemen hemen hiç değişmez. Yoğun bulutlar gelen güneş ışınlarının üçte ikisini uzaya yansıtırken geri kalan kısmının tamamına yakınını soğurarak sera etkisine katkıda bulunurlar. Böylece güneş ışınlarının ancak % 2,5 kadarının ulaşabildiği Venüs yüzeyi oldukça loş görünümdedir. Gezegen yüzeyinde rüzgar hızı 1 km/saat'i nadiren geçer. Oysa uzaydan bakıldığında en üst bulut tabakalarının Venüs çevresinde bir dönüşü dört günde tamamlayacak şekilde düzenli bir hareket içinde oldukları görülür, bu bulut tepelerinin bulunduğu 65 km. yükseltide doğu-batı yönünüde yaklaşık 400 km/saat düzeyinde bir rüzgar hızı anlamına gelmektedir. Ayrıca bu sürekli akıma dikey yönde, biri kuzey yarımkürede, diğeri güney yarımkürede olmak üzere iki büyük akım sistemi bulunur. Bulutların üst sınırında ekvatordan kutuplar yönünde, bulutların alt sınırında ise kutuplardan ekvator yönünde sürekli bir çevrim oluşturan bu 'akım hücreler'i sıcaklığın tüm gezegen üzerine eşit dağılımından sorumludur. Kuzey-güney ve doğu-batı doğrultusundaki bu büyük akım sistemlerinin bir araya gelmesi ile Venüs'e özgü V biçiminde bulut şekilleri oluşur. Gezegenin sarı-turuncu rengi bulutların kükürt içeriği ile ilişkilidir.Atmosfer katmanları
- Troposfer (0-65 km.): Gezegen yüzeyinden, bulut tepelerinin bulunduğu 65 km. yükseltiye kadar olan atmosfer bölümüdür. Bu boyutlarıyla Venüs troposferi, Yer troposferinden en az beş kat daha yükseğe çıkar. Bulutlar sülfürik asit damlacıklarından oluşurlar ve en yoğun oldukları yükseltiler 48-52 km. arasındadır. Bu alanda basınç yaklaşık olarak Yer yüzeyindeki atmosfer basıncı kadar, sıcaklık ise 100oC nin biraz üzerindedir. Bulutların altında 30 kilometre düzeyine kadar inen bir pus tabakası bulunur. Atmosferin daha alçak kesimlerinin ise oldukça berrak olduğu tahmin edilir.
- Stratosfer ve mezosfer (65-95 km.): Bulut tepeleri sıcaklığın -30oC, basıncın ise 0,2 bar civarında olduğu 65 km. yükseltidedir ve bu düzey troposferden stratosfere geçişi belirler. Bu katmanda klor atomlarının etkinliği sonucunda, daha üst düzeylerde karbon dioksitin güneşten gelen morötesi ışınların etkisi ile parçalanmasından ortaya çıkan oksijen atomları yeniden ortamdan uzaklaştırılır. Venüs atmosferinde ozon tabakasının yokluğunu açıklayan bu durum, insan yapımı klorlu bileşiklerin Yer atmosferindeki ozon tabakasına zararlarının anlaşılmasına yardımcı olmuştur.
- Termosfer-iyonosfer (95 km. ve üstü): Venüs yüzeyinden 95 kilometere yükseğe çıkıldığında, -100oC' ye kadar düşmüş olan sıcaklık yükseklikle yeniden artmaya başlar. Burası termosferin başlangıcıdır. Yükseklik arttıkça güneş kaynaklı morötesi ışınların atmosfer bileşenleri üzerindeki etkisi belirginleşir. 120 km. de karbondioksitin ayrışması ile karbon monoksit ve oksijen oluşumu en üst noktaya çıkar. 160 km. de ise oksijen atmosferin temel bileşenidir. İyonize gazların sıcaklığı yüksekliğe paralel olarak artar ve 240 km.de 2000 K' e ulaşır. Bu koşullarda hidrojen, helyum gibi hafif elementlerin uzaya kaçışı gerçekleşir
Atmosfer bileşimi
Rupert Wildt'in kızılötesi tayfölçüm yöntemleri ile Güneş Sistemi'nin çeşitli gezegenleri üzerinde yaptığı incelemeler, daha 1932 yılında Venüs atmosferinin temel bileşeninin karbon dioksit (CO2) olduğunu ortaya çıkarmıştır. Ancak yoğun bulut örtüsü, yeryüzünden yapılan incelemelerin atmosferin derinlikleri hakkında bilgi vermesini engellediğinden, gerçekçi ölçümler ancak 1960'lı yıllardan başlayarak gezegen atmosferi içine giren uzay sondaları yardımıyla gerçekleştirilebilmiştir. Önceki yıllarda ortaya atılan bir çok senaryonun aksine Venüs atmosferinin son derece kuru olduğu ve atmosferin su içeriğinin en fazla 20-30 ppm (2-3 x 10-5)civarında bulunduğu, karbon dioksitten (% 96,5) sonraki ikinci önemli bileşenin ise azot (%3,5) olduğu anlaşılmıştır. Eser miktarda kükürt dioksit (SO2), argon (Ar) ve karbon monoksit (CO) bu gazlara eşlik eder. Gezegen yüzeyine çarpan kuyruklu yıldızların taşıması beklenen su miktarı gözlenen değerin çok üzerindedir. Bu önemli su kaybının açıklaması, su moleküllerinin güneş ışınlarının etkisiyle fotolize uğrayarak parçalanması, ortaya çıkan oksijenin gezegen yüzeyindeki indirgeyici metallerle birleşerek, hafif olan hidrojenin ise atmosferin üst tabakalarından uzaya doğru kaçarak ortamdan uzaklaşmaları şeklinde olabilir.
Manyetik alan
Venüs'e ait bir manyetik alan saptanamamıştır. Bir gezegenin manyetik alanını oluşturan dinamo etkisinin gerçekleşmesi için gezegenin içinde konveksiyon akımlarının yer aldığı akışkan bir metal tabakaya sahip olması ve bu sistemin belli bir hızla dönmesi gerekir. Venüs'te manyetik alan bulunmayışının bir kaç açıklaması olabilir:
Venüs'ün manyetik alanı olmamakla birlikte güçlü iyonosferi Güneş rüzgarı adı verilen ve güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu plazma akımını saptırarak engelleyebilecek güçtedir. İyonosferin dışında, plazma akımının yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir şok dalgası gözlenir. Daha içeride, iyonopoz adı verilen ve atmosfere ait iyonların güneş rüzgarının girmesini tümüyle engellediği küçük bir alan bulunur. Bu bölge, manyetik alanı olan gezegenlerde gözlenen manyetopoz alanının eşdeğeridir. Güneş rüzgarı, iyonosfer düzeyinde Venüs atmosferi ile doğrudan etkileşim halinde bulunduğu için, bu etkiyle atmosferden koparılan madde miktarı manyetosferi olan gezegenlere oranla fazladır.
- Venüs'ün çekirdeği sıvı bir tabaka içermeyip tümüyle katı haldeki metallerden oluşmuş olabilir.
- Sıvı bir metal katmanı varsa da, konveksiyon akımlarına neden olacak güçte bir iç ısı kaynağı bulunmayabilir.
- Sıvı ve içinde konveksiyon akımlarının bulunduğu bir katman varsa da Venüs'ün kendi etrafında dönüş hızı dinamo etkisini oluşturmaya yetersiz kalıyor olabilir.