Википедија

Атмосфера на Венера

Атмосферата на Венера — слој на гасови што ја опкружуваат Венера. Тој е составен првенствено од јаглерод диоксид и е многу погуст и потопол од оној на Земјата. Температурата на површината е 740 К (467 °C, 872 °F), а притисокот е 93 бари, со приближно пронајдениот притисок од 900 метри под водата на Земјата.[1] Атмосферата на Венера поддржува непроѕирни облаци од сулфурна киселина, што го прави невозможно оптичкото набљудување на површината врз основа на Земјата и орбитата. Информациите за топографијата се добиени исклучиво со радарско снимање.[1] Освен јаглерод диоксид, другата главна компонента е азот. Други хемиски соединенија се присутни само во трагови.[1]

Атмосфера на Венера
Венера
Структура на облак во атмосферата на Венера во 1979 година,
откриена со ултравиолетови набљудувања од „Пионер-Венера“
Основни информации[1]
Висина250 kм (160 ми)
Просечен површински притисок93 bar (1,350 psi)
Маса4.8 × 1020 kg
Состав[1][2]
Јаглерод диоксид96.5 %
Азот3.5 %
Сулфур диоксид150 ppm
Аргон70 ppm
Водена пареа20 ppm
Јаглерод моноксид17 ppm
Хелиум12 ppm
Неон7 ppm
Хлороводород0.1–0.6 ppm
Флуороводород0.001–0.005 ppm

Освен самите површински слоеви, атмосферата е во состојба на енергична циркулација.[3] Горниот слој на тропосферата покажува феномен на супер-ротација, во која атмосферата ја обиколува планетата за само четири Земјини дена, многу побрзо од сидералниот ден на планетата од 243 дена. Ветровите кои поддржуваат супер-ротација дуваат со брзина од 100 m/s (≈360 км/ч или 220 mph) [3] или повеќе. Ветровите се движат до 60 пати поголема од брзината на ротацијата на планетата, додека најбрзите ветрови на Земјата имаат само 10% до 20% брзина на ротација.[4] Од друга страна, брзината на ветерот станува сè побавна како што се намалува висината од површината, при што ветрот едвај достигнува брзина од 10 km/h (2,8 m/s) на површината.[5] Во близина на половите се наоѓаат антициклонски структури наречени поларни витли. Секој вител е со двојни очи и покажува карактеристичен модел на облаци во облик на латинското S.[6] Погоре има среден слој на мезосфера кој ја дели тропосферата од термосферата.[3] Термосферата, исто така, се одликува со силна циркулација, но многу различна по својата природа - гасовите загреани и делумно јонизирани од сончевата светлина во сончевата полутопка мигрираат во темната полутопка каде што се рекомбинираат.[2]

За разлика од Земјата, на Венера ѝ недостасува магнетно поле. Нејзината јоносфера ја одвојува атмосферата од вселената и сончевиот ветер. Овој јонизиран слој го исклучува сончевото магнетно поле, давајќи на Венера посебна магнетна средина. Ова се смета за индуцирана магнетосфера на Венера. Полесните гасови, вклучително и водената пареа, постојано се разнесуваат од сончевиот ветер преку индуцираната магнетоопашка. Се шпекулира дека атмосферата на Венера до пред околу 4 милијарди години наликувала повеќе како онаа на Земјата со течна вода на површината. Избеганиот ефект на стаклена градина може да е предизвикан од испарувањето на површинските води и последователниот пораст на нивоата на други стакленички гасови.

И покрај суровите услови на површината, атмосферскиот притисок и температурата на околу 50 км до 65 км над површината на планетата е речиси иста како онаа на Земјата, што ја прави нејзината горната атмосфера област која најмногу наликува на Земјата во Сончевиот Систем, дури и повеќе од површината на Марс. Поради сличноста во притисокот и температурата и фактот што воздухот што содржи 21% кислород и 78% азот е гас за подигање на Венера на ист начин како што хелиумот е гас што ја подига Земјата, горната атмосфера е предложена како место и за истражување и за колонизација.[7]

Историја

уреди

Михаил Ломоносов бил првиот човек што го претпоставил постоењето на атмосфера на Венера, врз основа на неговото набљудување на преминот на Венера од 1761 година во мала опсерваторија во близина на неговата куќа во Санкт Петербург, Русија.[8]

Структура и состав

уреди

Состав

уреди
 
Состав на атмосферата на Венера. Табелата од десната страна е проширен приказ на елементите во трагови кои сите заедно не сочинуваат ни десетина од процентот.

Атмосферата на Венера е составена од 96,5% јаглерод диоксид, 3,5% азот и траги од други гасови, особено сулфур диоксид.[9] Количината на азот во атмосферата е релативно мала во споредба со количеството на јаглерод диоксид, но бидејќи атмосферата е многу подебела од онаа на Земјата, нејзината вкупна содржина на азот е приближно четири пати поголема од онаа на Земјата, иако на Земјата азотот сочинува околу 78% од атмосферата.[1]

Атмосферата содржи низа соединенија во мали количини, вклучително и некои базирани на водород, како што се хлороводород (HCl) и флуороводород (HF). Има и јаглерод моноксид, водена пареа и атомски кислород.[2] Водородот има релативно недостиг во атмосферата на Венера. Голема количина од водородот на планетата се теоретизира дека е изгубен во вселената,[10] а остатокот е главно врзан во сулфурна киселина (H2 SO4 ). Загубата на значителни количини на водород е докажано со многу висок сооднос D- H измерен во атмосферата на Венера.[3] Односот е околу 0,015-0,025, што е 100-150 пати повисоко од копнената вредност од 1,6 ×10−4.[2][11] Според некои мерења, во горната атмосфера на Венера односот D/H е за 1,5 поголем отколку во најголемиот дел од атмосферата.[2]

Фосфин

уреди

Во 2020 година имало значителна дискусија во врска со тоа дали фосфинот (PH3) би можел да биде присутен во трагови на атмосферата на Венера. Ова би било вредно да се забележи бидејќи фосфинот е потенцијален биомаркер што укажува на присуство на живот. Ова било поттикнато од соопштението во септември 2020 година, дека овој вид е откриен во трагови. Ниту еден познат абиотски извор присутен на Венера не може да произведе фосфин во откриените количини.[12][13] При прегледот, била откриена грешка при интерполација која резултирала со повеќе лажни спектроскопски линии, вклучувајќи ја и спектралната одлика на фосфинот. Повторната анализа на податоците со фиксниот алгоритам или не резултирала со откривање на фосфинот [14][15] или е откриен со многу помала концентрација од 1 ppb.[16]

Најавата промовирала повторна анализа на податоците на Пионер-Венера, кои откриле дека дел од хлорот и сите спектрални одлики на сулфурводород, наместо тоа, се поврзани со фосфин, што значи помала концентрација на хлор отколку што се мислело и не откривање на сулфурводород.[17] Друга повторна анализа на архивирани инфрацрвени спектрални мерења од страна на објектот за инфрацрвен телескоп на НАСА во 2015 година не открила фосфин во атмосферата на Венера, поставувајќи го горната граница за концентрација на фосфин на 5 ppb - четвртина од спектроскопската вредност пријавена во септември.[18]

Тропосфера

уреди
 
Споредба на составите на атмосферата - Венера, Марс, Земја (минато и сегашност).

Атмосферата е поделена на повеќе делови во зависност од надморската височина. Најгустиот дел од атмосферата, тропосферата, започнува на површината и се протега нагоре до 65 км. На површината ветровите се бавни,[1] но на врвот на тропосферата температурата и притисокот достигнуваат нивоа слични на Земјата, а облаците забрзуваат до 100 m/s (360 km/h).[19]

 
Цртеж од 1761 година на Михаил Ломоносов во неговата работа за откривање на атмосферата на Венера

Атмосферскиот притисок на површината на Венера е околу 92 пати поголем од оној на Земјата, сличен на притисокот пронајден на 900 метери под површината на океанот. Атмосферата има маса од 4,8 ×1020 kg, околу 93 пати поголема од масата на вкупната атмосфера на Земјата. Густината на воздухот на површината е 67 kg/m 3, што е 6,5% од течната вода на Земјата.[1] Притисокот пронајден на површината на Венера е доволно висок што јаглерод диоксидот технички повеќе не е гас, туку суперкритична течност. Овој суперкритичен јаглерод диоксид формира еден вид море што ја покрива целата површина на Венера. Ова море од суперкритичен јаглерод диоксид многу ефикасно ја пренесува топлината, со што ги ублажува температурните промени помеѓу ноќта и денот (кои траат 56 копнени денови).[20]

Големото количество CO2 во атмосферата заедно со водена пареа и сулфур диоксид создаваат силен ефект на стаклена градина, заробувајќи ја сончевата енергија и ја зголемуваат температурата на површината на околу 740 К (467 °C),[21] потопла од која било друга планета во Сончевиот Систем, дури и онаа на Меркур и покрај тоа што се наоѓа подалеку од Сонцето и прима само 25% од сончевата енергија (по единица површина). Просечната температура на површината е над точките на топење на оловото (600 К, 327 °C), калај (505 К, 232 °C) и цинк (693 К, 420 °C). Густата тропосфера, исто така, ја прави мала разликата во температурата помеѓу дневната и ноќната страна, иако бавната повратна ротација на планетата предизвикува еден сончев ден да трае 116,5 Земјини денови. Површината на Венера поминува 58,3 дена во темнина пред сонцето повторно да изгрее зад облаците.[1]

Атмосфера [22]
</img>
Висина
(км) 		Темп.
(°C) 		Атмосферски
притисок
0 462 92.10
5 424 66,65
10 385 47,39
15 348 33.04
20 306 22.52
25 264 14,93
30 222 9.851
35 180 5.917
40 143 3.501
45 110 1.979
50 75 1.066
55 27 0,5314
60 −10 0,2357
65 −30 0,09765
70 −43 0,03690
80 −76 0,004760
90 −104 0,0003736
100 −112 0,00002660

Тропосферата на Венера содржи 99% од атмосферата по маса. Деведесет проценти од атмосферата на Венера е во рамките на 28 km од површината; за споредба, 90% од атмосферата на Земјата е во рамките на 10 км од површината. На висина од 50 km атмосферскиот притисок е приближно еднаков на оној на површината на Земјата.[23] На ноќната страна на Венера облаците се уште може да се најдат на 80 км над површината.[24]

Висината на тропосферата најслична на Земјата е во близина на тропопаузата - границата помеѓу тропосферата и мезосферата. Се наоѓа малку над 50 км. Според мерењата на сондите Магелан и Венера Експрес, надморска височина од 52,5 до 54 км има температура помеѓу 293 К (20 °C) и 310 К (37 °C), а надморската височина на 49,5 км над површината е местото каде што притисокот станува ист како Земјата на ниво на морето.[19][25] Бидејќи бродовите со екипаж испратени до Венера ќе можат да компензираат за разликите во температурата до одреден степен, некаде од околу 50 до 54 степени км или повеќе над површината би била најлесната надморска височина на која може да се заснова истражување или колонија, каде температурата би била во клучниот опсег на „течна вода“ од 273 К (0 °C) до 323 К (50 °C) и воздушниот притисок е ист како и населените региони на Земјата. Бидејќи CO2 е потежок од воздухот, воздухот на колонијата (азот и кислород) може да ја одржи структурата да лебди на таа височина како воздушен брод.

Циркулација

уреди

Циркулацијата во тропосферата на Венера го следи таканаречениот циклострофен тек.[3] Неговите брзини на ветерот се грубо определени со рамнотежата на градиентот на притисокот и центрифугалните сили во речиси чисто зонален тек. Спротивно на тоа, циркулацијата во атмосферата на Земјата е управувана од геострофичната рамнотежа.[3] Ветровите на Венера може директно да се измерат само во горната тропосфера (тропопауза), помеѓу 60-70 км, надморска височина, што одговара на горната облачна палуба. Движењето на облакот обично се забележува во ултравиолетовиот дел од спектарот, каде што контрастот помеѓу облаците е најголем.[26] Линеарните брзини на ветерот на ова ниво се околу 100 ± 10 m/s на пониска од 50° географска ширина. Тие се повратни во смисла дека дуваат во насока на повратната ротација на планетата.[26] Ветровите брзо се намалуваат кон повисоките географски широчини, на крајот достигнувајќи нула на половите. Ваквите силни ветрови до врвот на облакот предизвикуваат феномен познат како супер-ротација на атмосферата.[3] Со други зборови, овие ветрови со голема брзина ја обиколуваат целата планета побрзо отколку што ротира самата планета. Супер-ротацијата на Венера е диференцијална, што значи дека екваторската тропосфера ротира побавно од тропосферата на средните ширини.[26] Ветровите имаат и силен вертикален наклон. Тие опаѓаат длабоко во тропосферата со стапка од 3 м/сек по км.[3] Ветровите во близина на површината на Венера се многу побавни од оние на Земјата. Тие всушност се движат со само неколку километри на час (обично помалку од 2 m/s и со просек од 0,3 до 1,0 m/s), но поради големата густина на атмосферата на површината, ова е сепак доволно за пренос на прашина и мали камења низ површината, слично како бавно движечка струја на вода.[1][27]

 
Меридијална (север-југ) компонента на атмосферската циркулација во атмосферата на Венера. Се забележува дека меридијалната циркулација е многу пониска од зоналната циркулација, која пренесува топлина помеѓу дневната и ноќната страна на планетата

Сите ветрови на Венера на крајот се поттикнати од конвекција.[3] Топол воздух се издигнува во екваторската зона, каде што е концентрирано сончевото греење и тече кон половите. Таквото превртување на тропосферата речиси низ целата планета се нарекува Хедлиева циркулација.[3] Сепак, меридијалните движења на воздухот се многу побавни од зонските ветрови. Границата кон полот на Хедлиевата клетка на Венера ширум планетата е близу ±60° географски широчини.[3] Тука воздухот почнува да се спушта и се враќа во екваторот под облаците. Оваа интерпретација е поддржана од распределбата на јаглерод моноксидот, кој исто така е концентриран во близина на географски широчини ±60°.[3] На полот на Хедлиевата келија е забележан различен модел на циркулација. Во ширината од 60°–70° постојат ладни поларни јаки.[3] Тие се одликуваат со температури околу 30-40 К пониско отколку во горната тропосфера на блиските географски широчини.[6] Пониската температура веројатно е предизвикана од издигнувањето на воздухот во нив и од адијабатското ладење како резултат.[6] Таквата интерпретација ја поткрепуваат погустите и повисоките облаци во јаките. Облаците лежат на 70–72 км надморска височина во јаките - околу 5 км повисоки отколку на половите и ниските географски широчини.[3] Можеби постои врска помеѓу ладните јаки и брзите млазници со средна ширина во кои ветровите дуваат со брзина од 140 m/s. Таквите млазови се природна последица на циркулацијата од типот на Хедли и треба да постојат на Венера помеѓу географска ширина 55-60°.

Чудните структури познати како поларни витли лежат во ладните поларни јаки.[3] Тие се огромни бури слични на урагани четири пати поголеми од нивните копнени аналози. Секој вител има две „очи“ - центри на ротација, кои се поврзани со различни облачни структури во форма на латинската буква S. Ваквите структури со двојни очи се нарекуваат и поларни диполи. Витлите ротираат со период од околу 3 дена во насока на општа супер-ротација на атмосферата.[6] Линеарните брзини на ветерот се 35–50 m/s во близина на нивните надворешни рабови и нула на половите.[6] Температурата на врвовите на облаците во секој поларен вител е многу повисока отколку во блиските поларни јаки, достигнувајќи 250 К (-23 °C).[6] Конвенционалното толкување на поларните витли е дека тие се антициклони со надолнини во центарот и нагоре во студените поларни јаки.[6] Овој тип на циркулација наликува на зимски поларен антициклонски вител на Земјата, особено оној што се наоѓа над Антарктикот. Набљудувањата во различните инфрацрвени атмосферски прозорци покажуваат дека антициклонската циркулација забележана во близина на половите продира длабоко до 50 km надморска височина, односно до основата на облаците.[6] Поларната горна тропосфера и мезосферата се исклучително динамични; може да се појават големи светли облаци и да исчезнат во рок од неколку часа. Еден таков настан бил забележан од Венера-Експрес помеѓу 9 и 13 јануари 2007 година, кога јужнополарниот регион станал посветол за 30%. Овој настан веројатно бил предизвикан од исфрлување на сулфур диоксид во мезосферата, која потоа се кондензирала, формирајќи светла магла.[26] Двете очи во витлите допрва треба да се објаснат.[28]

 
Лажна боја блиску инфрацрвена (2.3 μm) слика на длабоката атмосфера на Венера добиена од Галилео. Темните дамки се облаци силуети наспроти многу жешката долна атмосфера што емитува топлинско инфрацрвено зрачење.

Првиот вител на Венера бил откриен на северниот пол од мисијата на Пионер-Венера во 1978 година.[29] Откритието на вториот голем „двооок“ вител на јужниот пол на Венера било направено во летото 2006 година од страна на Венера-Експрес, што не претставувало изненадување.

Сликите од орбитерот Акацуки откриле нешто слично на млазните ветрови во регионот на нискиот и средниот облак, кој се протега од 45 до 60 километри на надморска височина. Брзината на ветерот е максимизирана во близина на екваторот. Во септември 2017 година, научниците од JAXA го нарекле овој феномен „Венерски екваторијален млаз“.[30]

Горна атмосфера и јоносфера

уреди

Мезосферата на Венера се протега од 65 км до 120 km во височина, а термосферата започнува на приближно 120 км, на крајот достигнувајќи ја горната граница на атмосферата (егзосфера) на околу 220 до 350 км. Егзосферата започнува кога атмосферата станува толку тенка што просечниот број на судири по молекула на воздухот е помал од еден.

Мезосферата на Венера може да се подели на два слоја: долниот помеѓу 62-73 км[31] а горниот помеѓу 73–95 км. Во првиот слој температурата е речиси константна на 230 К (-43 °C). Овој слој се совпаѓа со горниот дел на облакот. Во вториот слој, температурата повторно почнува да се намалува, достигнувајќи околу 165 К (-108 °C) на надморска височина од 95 км, каде што започнува мезопаузата.[19] Тоа е најстудениот дел од дневната атмосфера на Венера. Во дневната мезопауза, која служи како граница помеѓу мезосферата и термосферата и се наоѓа помеѓу 95-120  km, температурата се зголемува до константа - околу 300-400 К (27-127 °C) - вредност распространета во термосферата.[2] Спротивно на тоа, ноќната термосфера на Венера е најстуденото место на Венера со температура до 100 К (-173 °C). Се нарекува дури и криосфера.[2]

Моделите на циркулација во горната мезосфера и термосферата на Венера се сосема различни од оние во долната атмосфера.[2] На надморска височина 90–150 км воздухот на Венера се движи од денот кон ноќта на планетата, со издигнување над сончевата полутопка и спуштање над темната полутопка. Надолнината над ноќната страна предизвикува адијабатско загревање на воздухот, што формира топол слој во ноќната мезосфера на надморска височина 90-120 км.[2] Температурата на овој слој е 230 К (-43 °C) - е далеку повисока од типичната температура пронајдена во ноќната термосфера - 100 К (-173 °C).[2] Воздухот што циркулира од денот, исто така, носи атоми на кислород, кои по рекомбинацијата формираат возбудени молекули на кислород во долготрајна единечна состојба (1 Δg), кои потоа се релаксираат и емитуваат инфрацрвено зрачење на бранова должина 1,27 μm. Ова зрачење од висинскиот опсег е 90–100 км често се забележува од земјата и вселенското летало.[32] Ноќната горна мезосфера и термосферата на Венера се исто така извор на нелокални термодинамички емисии на молекули на CO2 и азотен оксид, кои се одговорни за ниската температура на ноќната термосфера.[32]

Сондата Венера-Експрес преку ѕвезденото прикривање покажа дека атмосферската магла се протега многу подалеку на ноќната страна отколку на дневната страна. Од дневната страна, облачната палуба има дебелина од 20 km и се протега до околу 65 км, додека од ноќната страна облачната палуба во форма на густа магла достигнува и до 90 km во надморска височина - добро во мезосферата, продолжувајќи уште подалеку до 105 km како попроѕирна магла. Во 2011 година, леталото открило дека Венера има тенка озонска обвивка на надморска височина од 100 км.[33]

Венера има проширена јоносфера која се наоѓа на надморска височина 120-300 км. Јоносферата речиси се совпаѓа со термосферата. Високите нивоа на јонизација се одржуваат само во текот на денот на планетата. Во текот на ноќта концентрацијата на електроните е речиси нула.[19] Јоносферата на Венера се состои од три слоја: v1 помеѓу 120 и 130 km, v2 помеѓу 140 и 160 km и v3 помеѓу 200 и 250 км.[19] Може да има дополнителен слој во близина на 180 км. Максималната густина на волуменот на електроните (број на електрони во единица волумен) од 3 ×1011  m −3 се достигнува во слојот v2 во близина на потсоларната точка.[19] Горната граница на јоносферата (јонопауза) се наоѓа на надморска височина 220–375 km и ја одвојува плазмата од планетарното потекло од онаа на индуцираната магнетосфера [34] Главниот јонски вид во слоевите v1 и v2 е O2+ јон, додека слојот v3 се состои од O+ јони.[19] Се забележува дека јоносферската плазма е во движење; сончевата фотојонизација на денот и јонската рекомбинација на ноќта се процесите главно одговорни за забрзување на плазмата до набљудуваните брзини. Протокот на плазмата се смета дека е доволен за одржување на ноќната јоносфера на или блиску до набљудуваното средно ниво на јонска густина.[35]

Индуцирана магнетосфера

уреди
 
Венера е во интеракција со сончевиот ветер. Прикажани се компоненти на индуцираната магнетосфера.

Познато е дека Венера нема магнетно поле.[36] Причината за неговото отсуство воопшто не е јасна, но можеби е поврзана со намален интензитет на конвекција во венеранската обвивка. Венера има само индуцирана магнетосфера формирана од магнетното поле на Сонцето што го носи сончевиот ветер.[34] Овој процес може да се разбере како линиите на теренот што се обвиткуваат околу препреката - Венера во овој случај. Индуцираната магнетосфера на Венера има лачен удар, магнетокривка, магнетопауза и магнетоопашка со тековниот слој.[34]

На подсончевата точка, лачниот удар е 1900 km (0,3 Rv, каде што Rv е полупречникот на Венера) над површината на Венера. Ова растојание било измерено во 2007 година во близина на минимумот на сончевата активност. Во близина на максималната сончева активност може да биде неколку пати подалеку од планетата. Магнетопаузата се наоѓа на надморска височина од 300 км.[36] Горната граница на јоносферата (јонопауза) е близу 250 км. Помеѓу магнетопаузата и јонопаузата постои магнетна бариера - локално подобрување на магнетното поле, што спречува сончевата плазма да навлезе подлабоко во атмосферата на Венера, барем во близина на минимум сончева активност. Магнетното поле во бариерата достигнува и до 40 nT.[36] Магнетоопашката продолжува до десет полупречници од планетата. Тоа е најактивниот дел од магнетосферата на Венера. Има настани за повторно поврзување и забрзување на честичките во опашката. Енергиите на електроните и јоните во магнетоопашката се околу 100 eV и 1000 eV соодветно.[37]

Поради недостаток на внатрешно магнетно поле на Венера, сончевиот ветер продира релативно длабоко во планетарната егзосфера и предизвикува значителна загуба на атмосферата.[38] Загубата се случува главно преку магнетоопашката. Во моментов главните типови на јони што се губат се O+, H+ и He+. Односот на загубите на водород и кислород е околу 2 (т.е. речиси стехиометриски ) што укажува на тековната загуба на вода.

Облаци

уреди

Облаците во Венера се дебели и се составени главно (75-96%) од капки сулфурна киселина.[39] Овие облаци ја замаглуваат површината на Венера од оптички слики и рефлектираат околу 75% [40] од сончевата светлина што паѓа врз нив.[1] Геометриското албедо, вообичаена мерка за рефлексивност, е највисока од која било планета во Сончевиот Систем. Оваа висока рефлексивност потенцијално ѝ овозможува на секоја сонда која ги истражува врвовите на облакот доволна сончева енергија, така што сончеви ќелии може да се вградат каде било на бродот.[41] Густината на облаците е многу променлива, а најгустиот слој е околу 48,5 km, достигнувајќи 0,1 g/m3 слично на долниот опсег на кумулонимбусните облаци на Земјата.[42]

Облачната покривка е таква што типичните површински нивоа на светлина се слични на делумно облачен ден на Земјата, околу 5000–10000 лукс. Еквивалентната видливост е околу три километри, но тоа најверојатно ќе варира во зависност од условите на ветерот. Малку или воопшто не може да се собере сончева енергија со сончеви плочи на површинска сонда. Всушност, поради густата, високо рефлектирачка облачна покривка, вкупната сончева енергија добиена од површината на планетата е помала од онаа на Земјата, и покрај нејзината близина до Сонцето.

 
Фотографија направена од беспилотната вселенска сонда Галилео на пат кон Јупитер во 1990 година за време на прелетувањето на Венера. Нагласени се одликите на облакот со помали размери и применета е синкаста нијанса за да се покаже дека е земен преку виолетовиот филтер.

Сулфурната киселина се произведува во горната атмосфера со фотохемиското дејство на Сонцето на јаглерод диоксид, сулфур диоксид и водена пареа.[43] Ултравиолетовите фотони со бранови должини помали од 169 nm можат да го фотодисоцираат јаглерод диоксидот во јаглерод моноксид и монатомски кислород. Монатомскиот кислород е многу реактивен; кога реагира со сулфур диоксид, компонента во трагови на атмосферата на Венера, резултатот е сулфур триоксид, кој може да се комбинира со водена пареа, друга компонента во трагови на атмосферата на Венера, за да даде сулфурна киселина.[44]

CO2 → CO + O
SO2 + O → SO3
2 SO3 + 4 H2O → 2 H2 SO4 · H2O

Влажноста на нивото на површината е помала од 0,1%.[45] Дождот од сулфурна киселина на Венера никогаш не стигнува до земјата, туку се испарува од топлината пред да стигне до површината во феноменот познат како вирга.[46] Теоретизирана е дека раната вулканска активност испуштала сулфур во атмосферата и високите температури спречиле да се зароби во цврсти соединенија на површината како што било на Земјата.[47] Покрај сулфурна киселина, капките на облакот може да содржат широк спектар на сулфатни соли, зголемувајќи ја pH вредноста на капките на 1,0 во едно од сценаријата што ги објаснува мерењата на сулфур диоксид. [48]

Во 2009 година, истакната светла точка во атмосферата била забележана од астрономски аматер и фотографирана од Венера-Експрес. Нејзината причина засега е непозната, а како можно објаснување е наведен површинскиот вулканизам.[49]

Молња

уреди

Облаците на Венера можеби се способни да произведуваат молњи, заедно со вулкански молњи [50] но дебатата е во тек.[51][52] Советските орбитери Венера 9 и 10 добиле двосмислени оптички и електромагнетни докази за молња.[53][54] Венера-Експрес на Европската вселенска агенција во 2007 година открила свиркачки бранови кои може да се припишат на молњите.[55][56] Нивниот наизменичен изглед укажува на шема поврзана со временските активности. Според набљудувањата на свиркачите, брзината на молњите е најмалку половина од онаа на Земјата,[50] но тоа е некомпатибилно со податоците од вселенското летало на JAXA, Акацуки, кои укажуваат на многу ниска стапка на блиц.[57]

Механизмот што генерира молња на Венера, доколку е присутен, останува непознат. Додека капките од облакот од сулфурна киселина можат да се наполнат, атмосферата може да биде премногу електрично спроводлива за да може да се одржи полнењето, спречувајќи молњи.[58]

Во текот на 1980-тите, се сметало дека причината за ноќниот сјај („сјај од пепел“) на Венера е предизвикан од молњите.[59]

Можност за живот

уреди

Поради суровите услови на површината, малку од планетата е истражено; покрај фактот дека животот како што денес се разбира можеби не мора да биде ист во другите делови на универзумот, степенот на издржливоста на животот на самата Земја сè уште не е прикажан. На Земјата постојат суштества познати како екстремофили, кои претпочитаат екстремни живеалишта. Термофилите и хипертермофилите напредуваат на температури кои достигнуваат над точката на вриење на водата, ацидофилите напредуваат на pH ниво од 3 или пониско, полиекстремофилите можат да преживеат различни екстремни услови и многу други видови екстремофили постојат на Земјата.[60]

Температурата на површината на Венера (над 450 °C) е далеку над опсегот на екстремофилите, кој се протега само десетици степени над 100 °C. Сепак, пониската температура на врвовите на облаците значи дека живот би можел веродостојно да постои таму, на ист начин како што се откриени бактерии кои живеат и се размножуваат во облаците на Земјата. Секоја таква бактерија која живее во врвовите на облаците, сепак, би морала да биде хиперацидофилна, поради средината со концентрирана сулфурна киселина. Микробите во густата, облачна атмосфера би можеле да бидат заштитени од сончевото зрачење со сулфурните соединенија во воздухот.

Утврдено е дека атмосферата на Венера е доволно надвор од рамнотежа за да бара дополнително истражување. Анализата на податоците од мисиите Венера, Пионер и Магелан открила сулфурводород (подоцна оспорен) и сулфур диоксид (SO2 ) заедно во горниот дел од атмосферата, како и карбонил сулфид (OCS). Првите два гаса реагираат еден со друг, што значи дека нешто мора да ги произведе. Карбонил сулфидот е тешко да се произведе неоргански, но тој е присутен во атмосферата на Венера. Сепак, вулканизмот на планетата може да го објасни присуството на карбонил сулфид.[61] Дополнително, една од раните сонди на Венера открила големи количини на токсичен хлор веднаш под палубата на облакот на Венера.[62]

Предложено е дека микробите на ова ниво би можеле да впиваат ултравиолетова светлина од Сонцето како извор на енергија, што би можело да биде можно објаснување за „непознатиот УВ апсорбер“ кој се гледа како темни дамки на УВ снимките на планетата.[63][64] Постоењето на овој „непознат УВ апсорбер“ го поттикнало Карл Саган да објави статија во 1963 година во која ја предлага хипотезата за микроорганизмите во горниот дел од атмосферата како агент што ја апсорбира УВ светлината.[65] Во 2012 година, изобилството и вертикалната дистрибуција на овие непознати ултравиолетови апсорбери во атмосферата на Венера биле испитани од анализата на сликите од камерата за следење на Венера,[66] но нивниот состав сè уште е непознат. Во 2016 година, дисулфур диоксид бил идентификуван како можен кандидат за предизвикување на досега непознатата УВ апсорпција на атмосферата на Венера.[67] Темните дамки на „непознатите апсорбери на УВ“ се доволно истакнати за да влијаат на времето на Венера.[68] Во 2021 година, било предложено дека бојата на „УВ“ се совпаѓа со онаа на „црвеното масло“ - позната супстанција што содржи мешани органски јаглеродни соединенија растворени во концентрирана сулфурна киселина.[69]

Во септември 2020 година, истражувачките студии предводени од Универзитетот во Кардиф со помош на радио телескопите Џејмс Клерк Максвел и АЛМА забележале откривање на фосфин во атмосферата на Венера што не е поврзано со ниту еден познат абиотички метод на производство присутен или е возможен во услови на Венера. Исклучително е тешко да се направи, а хемијата во облаците на Венера треба да ги уништи молекулите пред да се акумулираат до набљудуваните количини. Фосфинот е откриен на височини од најмалку 48 км над површината на Венера, и бил откриен првенствено на средните географски широчини, а ниту една не била откриена на половите на Венера. Научниците забележуваат дека самата детекција може дополнително да се потврди надвор од употребата на повеќе телескопи кои го детектираат истиот сигнал, бидејќи отпечатокот од фосфин опишан во студијата теоретски може да биде лажен сигнал воведен од телескопите или со обработка на податоци.[70][71][72][73] Откривањето подоцна било предложено дека е лажно или дека е вистински сигнал со многу препроценета амплитуда, компатибилен со 1ppb концентрација на фосфин. Повторната анализа на базата на податоци ALMA во април 2021 година го обновил 20ppb фосфинскиот сигнал, со сооднос сигнал-шум од 5,4,[74] и до август 2021 година било потврдено дека сомнителната контаминација со сулфур диоксид придонесува само 10% во пробен сигнал во опсегот на фосфинската спектрална линија.[75]

Еволуција

уреди

Преку студии за сегашната структура на облакот и геологијата на површината, во комбинација со фактот дека сјајноста на Сонцето се зголемила за 25% пред околу 3,8милијарди години,[76] се смета дека раната средина на Венера била повеќе слична на онаа на Земјата со течна вода на површината. Во одреден момент во еволуцијата на Венера, се случил бесконтролен ефект на стаклена градина, што довело до сегашната атмосфера во која доминира стаклена градина. Времето на оваа транзиција подалеку од Земјата не е познато, но се проценува дека се случило пред околу 4милијарди години. Бесконтроплниот ефект на стаклена градина можеби бил предизвикан од испарувањето на површинските води и порастот на нивоата на стакленички гасови што следеле. Затоа, атмосферата на Венера добила големо внимание од оние што ги проучуваат климатските промени на Земјата.[77]

Не постојат геолошки форми на планетата што укажуваат на присуство на вода во изминатите милијарди години. Сепак, нема причина да се претпостави дека Венера била исклучок од процесите што ја формирале Земјата и ѝ ја дале водата во текот на нејзината рана историја, можеби од првобитните карпи што ја формирале планетата или подоцна од комети. Заедничкиот став меѓу истражувачите научници е дека водата би постоела пред околу 600  милиони години на површината пред да испари, иако некои како Дејвид Гринспун веруваат дека до пред 2 милијарди години, исто така, би можеле да бидат веродостојни.[78] Овој подолг временски рок за опстојување на океаните е поддржан и со симулации на Општиот циркулационен модел што ги инкорпорира топлинските ефекти на облаците на еволуирачката хидросфера на Венера.[79]

Раната Земја за време на Хадејскиот еон, според повеќето научници, имала атмосфера слична на Венера, со приближно 100 бари CO2 и температура на површината од 230 °C, а можеби дури и облаци од сулфурна киселина, до пред околу 4 милијарди години, во тоа време тектониката на плочите била во полна сила и заедно со раните водни океани, го отстраниле CO2 и сулфурот од атмосферата.[80] Така, раната Венера најверојатно би имала водни океани како Земјата, но секоја тектонска плоча би завршила кога Венера ги изгубила своите океани.  Неговата површина се проценува на околу 500 милиони години, така што не би се очекувало да покаже докази за тектоника на плочи.[81]

Набљудувања и мерење од Земјата

уреди
 
Венера преминира по лицето на Сонцето на 8 јуни 2004 година, обезбедувајќи вредни информации за горниот дел од атмосферата преку спектроскопски мерења од Земјата

Во 1761 година, рускиот полимат Михаил Ломоносов забележал лак од светлина што го опкружува делот на Венера од Сончевиот диск на почетокот на фазата на излез од преминот и заклучил дека Венера има атмосфера.[82][83] Во 1940 година, Руперт Вајлд пресметал дека количината на CO2 во атмосферата на Венера ќе ја подигне температурата на површината над точката на вриење на водата.[84] Ова било потврдено кога Маринер 2 направил радиометарски мерења на температурата во 1962 година. Во 1967 година, Венера 4 потврдила дека атмосферата се состои првенствено од јаглерод диоксид.[84]

Горната атмосфера на Венера може да се измери од Земјата кога планетата ќе го премине Сонцето во редок настан познат како сончев премин. Последниот сончев премин на Венера се случил во 2012 година. Користејќи квантитативна астрономска спектроскопија, научниците успеале да ја анализираат сончевата светлина што минувала низ атмосферата на планетата за да откријат хемикалии во неа. Бидејќи техниката за анализа на светлината за откривање информации за атмосферата на планетата првпат покажале резултати во 2001 година, ова било прва можност да се добијат конечни резултати на овој начин за атмосферата на Венера откако започнало набљудувањето на сончевите премини. Овој сончев премин бил ретка можност со оглед на недостатокот на информации за атмосферата помеѓу 65 и 85 км. Сончевиот премин во 2004 година им овозможило на астрономите да соберат голема количина на податоци корисни не само за одредување на составот на горната атмосфера на Венера, туку и за рафинирање на техниките што се користат во потрагата по екстра-сончеви планети. Атмосферата од главно CO2, апсорбира блиско инфрацрвено зрачење, што го олеснува набљудувањето. За време на преминот во 2004 година, апсорпцијата во атмосферата како функција од брановата должина ги открило својствата на гасовите на таа височина. Доплеровото поместување на гасовите, исто така, овозможило да се измерат шемите на ветерот.

Сончевиот премин на Венера е исклучително редок настан, а последниот сончев премин на планетата пред 2004 година бил во 1882 година. Најновиот соларен премин бил во 2012 година; следниот ќе се случи во 2117 година.[85][86]

Вселенски мисии

уреди

Неодамнешни и моментални вселенски сонди

уреди
 
Оваа слика ја прикажува Венера во ултравиолетово, видена од мисијата Акацуки.

Вселенското летало Венера-Експрес истражувало подлабоко во атмосферата користејќи спектроскопија со инфрацрвена слика во 1-5 µm спектрален опсег.[3]

Сондата на JAXA, Акацуки (Орбитрален истражувач на Венера), лансирана во мај 2010 година, ја проучувала планетата во период од две години, вклучувајќи ја структурата и активноста на атмосферата, но не успеала да влезе во орбитата на Венера во декември 2010 година. Вториот обид да се постигне орбита бил успешен на 7 декември 2015 година.[87] Дизајниран специјално за проучување на климата на планетата, Акацуки е првиот метеоролошки сателит кој кружи околу Венера (првиот за планета различна од Земјата).[88][89] Една од нејзините пет камери позната како „IR2“ ќе може да ја испита атмосферата на планетата под нејзините густи облаци, покрај нејзиното движење и дистрибуција на компоненти во траговите. Со високо ексцентрична орбита (надморска височина на периапсида од 400 км и апоапсида од 310.000 km), ќе може да прави фотографии одблиску на планетата, а исто така треба да го потврди присуството на активни вулкани и молњи.[90]

 
In-Situ Explorer предложен од програмата на НАСА „Нови Граници“

Предложени мисии

уреди

In-Situ Explorer, предложен од програмата Нови Граници на НАСА е предложена сонда која ќе помогне во разбирањето на процесите на планетата кои довеле до климатски промени, како и да го отвори патот кон подоцнежна мисија за враќање на примерокот.[91]

Венера Мобилен Истражувач е предложен од Групата за анализа на истражување на Венера (VEXAG) за проучување на составот и изотопските мерења на површината и атмосферата, околу 90 дена. Мисијата не е избрана за лансирање.[92]

Откако мисиите ја откриле реалноста на суровата природа на површината на планетата, вниманието се префрлило кон други цели како што е Марс. Сепак, имало голем број предложени мисии потоа, а многу од нив ја вклучуваат малку познатата горна атмосфера. Советската програма Вега во 1985 година испуштила два балони во атмосферата, но тие биле на батерии и траеле само околу два Земјини дена пред да останат без струја. Оттогаш, нема истражување на горниот дел од атмосферата. Во 2002 година, изведувачот на НАСА, Global Aerospace, предложил балон кој би можел да остане во горниот дел од атмосферата стотици Земјини денови, наспроти два.[93]

Сончев летач, исто така, бил предложен од Џефри А. Лендис наместо балон, и идејата се појавувала од време на време од раните 2000-ти. Венера има високо албедо и го рефлектира најголемиот дел од сончевата светлина што сјае на неа, правејќи ја површината прилично темна, горната атмосфера на 60 km има нагорен сончев интензитет од 90%, што значи дека сончевите плочи и на врвот и на дното на пловни објекти може да се користат со речиси еднаква ефикасност. Покрај ова, малку помалата гравитација, високиот воздушен притисок и бавната ротација што овозможува постојана сончева енергија го прават овој дел од планетата идеален за истражување. Предложениот летач најдобро би функционирал на височина каде што сончевата светлина, воздушниот притисок и брзината на ветерот ќе му овозможат постојано да остане во воздухот, со благи падови на пониски височини неколку часа пред да се врати на повисоките височини. Со оглед на тоа што сулфурната киселина во облаците на оваа височина не е закана за соодветно заштитениот брод, овој таканаречен „соларен летач“ ќе може да ја измери областа помеѓу 45 км и 60 km на неодредено време, колку долго е потребно за механичка грешка или непредвидени проблеми да предизвикаат негово откажување. Лендис, исто така, предложил дека роверите слични на Спирит и Опортјунити би можеле веројатно да ја истражуваат површината, со разликата што роверите на површината на Венера би биле „глупави“ ровери контролирани со радио сигнали од компјутерите сместени во летачот погоре,[94] кои се потребни само делови како што се мотори и транзистори да ги издржат површинските услови, но не и послабите делови вклучени во микроелектрониката кои не можат да се направат отпорни на топлина, притисок и кисели услови.[95]

Руските планови за вселенска наука вклучуваат лансирање на сондата Венера-Д во 2029 година [96] Главните научни цели на мисијата Венера-Д се истражување на структурата и хемискиот состав на атмосферата и истражување на горниот дел од атмосферата, јоносферата, електричната активност, магнетосферата и стапката на бегство.[97] Предложено е да се лета заедно со Венера-Д авион на надувување, дизајниран од Нортроп Груман, наречен Венерска атмосферска платформа за маневрирање (VAMP).[98][99][100]

Оперативниот концепт на Венера со голема надморска височина (HAVOC) е концепт на НАСА за истражување на Венера со екипаж. Наместо традиционалните слетувања, би испратил екипаж во горниот дел од атмосферата, користејќи воздушни бродови. Други предлози од доцните 2010-ти се VERITAS, Venus Origins Explorer, VISAGE и VICI.[101]

 
Уметнички концепт за планираните фази на спуштање на сондата DAVINCI+ низ атомосферата на Венера

Во јуни 2021 година, НАСА ја избрала мисијата DAVINCI+ да испрати атмосферска сонда до Венера кон крајот на 2020-тите. DAVINCI+ ќе го мери составот на атмосферата на Венера за да разбере како таа се формирала и еволуирала, како и да утврди дали планетата некогаш имала океан. Мисијата се состои од спуштачка сфера која ќе се пробие низ густата атмосфера на планетата, правејќи мерења на благородни гасови и други елементи за да се разберат климатските промени на Венера. Ова ќе биде прва мисија предводена од САД во атмосферата на Венера од 1978 година.

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,00 1,01 1,02 1,03 1,04 1,05 1,06 1,07 1,08 1,09 1,10 Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. (2003). „The surface of Venus“. Rep. Prog. Phys. 66 (10): 1699–1734. Bibcode:2003RPPh...66.1699B. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04.
  2. ↑ 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; Villard, E.; Fedorova, A.; Fussen, D.; Quémerais, E.; Belyaev, D.; и др. (2007). „A warm layer in Venus' cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO“. Nature. 450 (7170): 646–649. Bibcode:2007Natur.450..646B. doi:10.1038/nature05974. PMID 18046397. S2CID 4421875.
  3. ↑ 3,00 3,01 3,02 3,03 3,04 3,05 3,06 3,07 3,08 3,09 3,10 3,11 3,12 3,13 3,14 3,15 Svedhem, Hakan; Titov, Dmitry V.; Taylor, Fredric V.; Witasse, Oliver (2007). „Venus as a more Earth-like planet“. Nature. 450 (7170): 629–632. Bibcode:2007Natur.450..629S. doi:10.1038/nature06432. PMID 18046393.
  4. ↑ Normile, Dennis (2010). „Mission to probe Venus's curious winds and test solar sail for propulsion“. Science. 328 (5979): 677. Bibcode:2010Sci...328..677N. doi:10.1126/science.328.5979.677-a. PMID 20448159.
  5. ↑ DK Space Encyclopedia: Atmosphere of Venus p 58.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 6,5 6,6 6,7 Piccioni, G.; Drossart, P.; Sanchez-Lavega, A.; Hueso, R.; Taylor, F. W.; Wilson, C. F.; Grassi, D.; Zasova, L.; и др. (2007). „South-polar features on Venus similar to those near the north pole“. Nature. 450 (7170): 637–640. Bibcode:2007Natur.450..637P. doi:10.1038/nature06209. PMID 18046395.
  7. ↑ Landis, Geoffrey A. (2003). „Colonization of Venus“. AIP Conf. Proc. 654 (1): 1193–1198. Bibcode:2003AIPC..654.1193L. doi:10.1063/1.1541418. Архивирано од изворникот на 2012-07-11.
  8. ↑ Shiltsev, Vladimir (2014). „The 1761 Discovery of Venus' Atmosphere: Lomonosov and Others“. Journal of Astronomical History and Heritage. 17 (1): 85. Bibcode:2014JAHH...17...85S.
  9. ↑ Taylor, Fredric W. (2014). „Venus: Atmosphere“. Во Tilman, Spohn; Breuer, Doris; Johnson, T. V. (уред.). Encyclopedia of the Solar System (3. изд.). Oxford: Elsevier Science & Technology. ISBN 9780124158450. Архивирано од изворникот на 2021-09-29. Посетено на 12 January 2016.
  10. ↑ Lovelock, James (1979). Gaia: A New Look at Life on Earth. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-286218-1.
  11. ↑ Krasnopolsky, V.A.; Belyaev, D.A.; Gordon, I.E.; Li, G.; Rothman, L.S. (2013). „Observations of D/H ratios in H2O, HCl, and HF on Venus and new DCl and DF line strengths“. Icarus. 224 (1): 57–65. Bibcode:2013Icar..224...57K. doi:10.1016/j.icarus.2013.02.010.
  12. ↑ Greaves, Jane S.; Richards, A.M.S.; Bains, W (14 September 2020). „Phosphine gas in the cloud decks of Venus“. Nature Astronomy. 5 (7): 655–664. arXiv:2009.06593. Bibcode:2020NatAs.tmp..178G. doi:10.1038/s41550-020-1174-4. Посетено на 16 September 2020.
  13. ↑ Sample, Ian (14 September 2020). „Scientists find gas linked to life in atmosphere of Venus“. The Guardian. Посетено на 16 September 2020.
  14. ↑ Snellen, I. A. G.; Guzman-Ramirez, L.; Hogerheijde, M. R.; Hygate, A. P. S.; van der Tak, F. F. S. (2020), „Re-analysis of the 267-GHz ALMA observations of Venus No statistically significant detection of phosphine“, Astronomy and Astrophysics, 644: L2, arXiv:2010.09761, Bibcode:2020A&A...644L...2S, doi:10.1051/0004-6361/202039717
  15. ↑ Thompson, M. A. (2021), „The statistical reliability of 267 GHz JCMT observations of Venus: No significant evidence for phosphine absorption“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, 501 (1): L18–L22, arXiv:2010.15188, Bibcode:2021MNRAS.501L..18T, doi:10.1093/mnrasl/slaa187
  16. ↑ Greaves, Jane S.; Richards, Anita M. S.; Bains, William; Rimmer, Paul B.; Clements, David L.; Seager, Sara; Petkowski, Janusz J.; Sousa-Silva, Clara; Ranjan, Sukrit (2021), „Reply to: No evidence of phosphine in the atmosphere of Venus from independent analyses“, Nature Astronomy, 5 (7): 636–639, arXiv:2011.08176, Bibcode:2021NatAs...5..636G, doi:10.1038/s41550-021-01424-x
  17. ↑ Mogul, Rakesh; Limaye, Sanjay S.; Way, M. J.; Cordova, Jr, Jamie A. (2020), Is Phosphine in the Mass Spectra from Venus' Clouds?, arXiv:2009.12758, doi:10.1002/essoar.10504552.4
  18. ↑ Encrenaz, T.; Greathouse, T. K.; Marcq, E.; Widemann, T.; Bézard, B.; Fouchet, T.; Giles, R.; Sagawa, H.; Greaves, J. (2020), „A stringent upper limit of the PH3 abundance at the cloud top of Venus“, Astronomy & Astrophysics, 643: L5, arXiv:2010.07817, Bibcode:2020A&A...643L...5E, doi:10.1051/0004-6361/202039559
  19. ↑ 19,0 19,1 19,2 19,3 19,4 19,5 19,6 Patzold, M.; Hausler, B.; Bird, M.K.; Tellmann, S.; Mattei, R.; Asmar, S. W.; Dehant, V.; Eidel, W.; и др. (2007). „The structure of Venus' middle atmosphere and ionosphere“. Nature. 450 (7170): 657–660. Bibcode:2007Natur.450..657P. doi:10.1038/nature06239. PMID 18046400.
  20. ↑ Fegley, B.; и др. (1997). Geochemistry of Surface-Atmosphere Interactions on Venus (Venus II: Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment). University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1830-2.
  21. ↑ „Clouds and atmosphere of Venus“. Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides. Архивирано од изворникот на 2011-07-21. Посетено на 2008-01-22.CS1-одржување: бот: непознат статус на изворната URL (link). Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides. Archived from the original Архивирано на 21 јули 2011 г. on 2011-07-21. Retrieved 2008-01-22.
  22. ↑ Blumenthal, Kay, Palen, Smith (2012). Understanding Our Universe. New York: W.W. Norton & Company. стр. 167. ISBN 9780393912104.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  23. ↑ Nave, Carl R. „The Environment of Venus“. Hyperphysics. Department of Physics and Astronomy, Georgia State University. Архивирано од изворникот на 14 February 2008. Посетено на 2008-01-23.
  24. ↑ „Flying over the cloudy world – science updates from Venus Express“. Venus Today. 2006-07-12. Архивирано од изворникот на 2007-09-28. Посетено на 2007-01-17.
  25. ↑ „Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles“. Shade Tree Physics. Архивирано од изворникот на 2008-02-05. Посетено на 2008-01-23.
  26. ↑ 26,0 26,1 26,2 26,3 Markiewicz, W.J.; Titov, D.V.; Limaye, S.S.; Keller, H. U.; Ignatiev, N.; Jaumann, R.; Thomas, N.; Michalik, H.; и др. (2007). „Morphology and dynamics of the upper cloud layer of Venus“. Nature. 450 (7170): 633–636. Bibcode:2007Natur.450..633M. doi:10.1038/nature06320. PMID 18046394. S2CID 4420096.
  27. ↑ Moshkin, B.E.; Ekonomov, A.P.; Golovin, Iu.M. (1979). „Dust on the surface of Venus“. Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research). 17: 280–285. Bibcode:1979KosIs..17..280M.
  28. ↑ „Double vortex at Venus South Pole unveiled!“. European Space Agency. 2006-06-27. Архивирано од изворникот на 7 January 2008. Посетено на 2008-01-17.
  29. ↑ Lakdawalla, Emily (2006-04-14). „First Venus Express VIRTIS Images Peel Away the Planet's Clouds“. Архивирано од изворникот на 22 December 2007. Посетено на 2008-01-17.
  30. ↑ „Venus: Jet-setting atmosphere“. Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA). 5 September 2017. Посетено на 2017-09-26.
  31. ↑ This thickness corresponds to the polar latitudes. It is narrower near the equator—65–67 km.
  32. ↑ 32,0 32,1 Drossart, P.; Piccioni, G.; Gerard, G.C.; Lopez-Valverde, M. A.; Sanchez-Lavega, A.; Zasova, L.; Hueso, R.; Taylor, F. W.; и др. (2007). „A dynamic upper atmosphere of Venus as revealed by VIRTIS on Venus Express“. Nature. 450 (7170): 641–645. Bibcode:2007Natur.450..641D. doi:10.1038/nature06140. PMID 18046396.
  33. ↑ Carpenter, Jennifer (7 October 2011). „Venus springs ozone layer surprise“. BBC. Посетено на 2011-10-08.
  34. ↑ 34,0 34,1 34,2 Russell, C.T. (1993). „Planetary Magnetospheres“. Rep. Prog. Phys. 56 (6): 687–732. Bibcode:1993RPPh...56..687R. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001.
  35. ↑ Whitten, R. C.; McCormick, P. T.; Merritt, David; Thompson, K. W.; Brynsvold, R.R.; Eich, C.J.; Knudsen, W.C.; Miller, K.L.; и др. (November 1984). „Dynamics of the Venus ionosphere: A two-dimensional model study“. Icarus. 60 (2): 317–326. Bibcode:1984Icar...60..317W. doi:10.1016/0019-1035(84)90192-1.
  36. ↑ 36,0 36,1 36,2 Zhang, T.L.; Delva, M.; Baumjohann, W.; Auster, H.-U.; Carr, C.; Russell, C. T.; Barabash, S.; Balikhin, M.; и др. (2007). „Little or no solar wind enters Venus' atmosphere at solar minimum“. Nature. 450 (7170): 654–656. Bibcode:2007Natur.450..654Z. doi:10.1038/nature06026. PMID 18046399.
  37. ↑ Barabash, S.; Fedorov, A.; Sauvaud, J.J.; Lundin, R.; Russell, C. T.; Futaana, Y.; Zhang, T. L.; Andersson, H.; и др. (2007). „The loss of ions from Venus through the plasma wake“ (PDF). Nature. 450 (7170): 650–653. Bibcode:2007Natur.450..650B. doi:10.1038/nature06434. PMID 18046398. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  38. ↑ 2004 Venus Transit information page, Venus Earth and Mars, NASA
  39. ↑ Wilson, C.F. „Beyond sulphuric acid - what else is in the clouds of Venus?“ (PDF). Venus Exploration Targets Workshop ( 2014 ). Посетено на 21 September 2017.
  40. ↑ This is the spherical albedo. The geometrical albedo is 85%.
  41. ↑ Landis, Geoffrey A. (2001). „Exploring Venus by Solar Airplane“. AIP Conference Proceedings. American Institute of Physics. 522: 16–18. Bibcode:2001AIPC..552...16L. doi:10.1063/1.1357898. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  42. ↑ Lee, Yeon Joo (2012). „Venus Cloud Structure and Radiative Energy Balance of the Mesosphere“ (PDF). стр. 14.
  43. ↑ „VenusExpress: Acid clouds and lightning“. European Space Agency (ESA). Архивирано од изворникот на 2019-03-28. Посетено на 2016-09-08.
  44. ↑ Krasnopolsky, V. A.; Parshev, V. A. (1981). „Chemical composition of the atmosphere of Venus“. Nature. 292 (5824): 610–613. Bibcode:1981Natur.292..610K. doi:10.1038/292610a0.
  45. ↑ Koehler, H. W. (1982). „Results of the Venus sondes Venera 13 and 14“. Sterne und Weltraum. 21: 282. Bibcode:1982S&W....21..282K.
  46. ↑ „Planet Venus: Earth's 'evil twin'“. BBC News. 7 November 2005.
  47. ↑ „The Environment of Venus“. hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. Посетено на 2014-04-06.
  48. ↑ Rimmer, Paul B.; Jordan, Sean; Constantinou, Tereza; Woitke, Peter; Shorttle, Oliver; Hobbs, Richard; Paschodimas, Alessia (2021), Three Different Ways to Explain the Sulfur Depletion in the Clouds of Venus, arXiv:2101.08582
  49. ↑ „Experts puzzled by spot on Venus“. BBC News. 1 August 2009.
  50. ↑ 50,0 50,1 Russell, C.T.; Zhang, T.L.; Delva, M.; Magnes, W.; Strangeway, R. J.; Wei, H. Y. (2007). „Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere“. Nature. 450 (7170): 661–662. Bibcode:2007Natur.450..661R. doi:10.1038/nature05930. PMID 18046401.
  51. ↑ The Strange Case of Missing Lightning at Venus. Meghan Bartels, Space. 26 August 2019.
  52. ↑ Lorenz, Ralph D. (2018-06-20). „Lightning detection on Venus: a critical review“. Progress in Earth and Planetary Science (англиски). 5 (1): 34. Bibcode:2018PEPS....5...34L. doi:10.1186/s40645-018-0181-x. ISSN 2197-4284.
  53. ↑ Russell, C. T.; Phillips, J. L. (1990). „The Ashen Light“. Advances in Space Research. 10 (5): 137–141. Bibcode:1990AdSpR..10..137R. doi:10.1016/0273-1177(90)90174-X. Архивирано од изворникот на 2015-12-08. Посетено на 2021-11-24.
  54. ↑ V. A. Krasnopol'skii, Lightning on Venus according to information obtained by the satellites Venera 9 and 10. Kosmich. Issled. 18, 429-434 (1980).
  55. ↑ Russell, C. T.; Zhang, T. L.; Delva, M.; Magnes, W.; Strangeway, R. J.; Wei, H. Y. (29 November 2007). „Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere“ (PDF). Nature. 450 (7170): 661–662. Bibcode:2007Natur.450..661R. doi:10.1038/nature05930. PMID 18046401. Архивирано од изворникот (PDF) на 4 March 2016. Посетено на 8 September 2016.
  56. ↑ „Venus also zapped by lightning“. CNN. 29 November 2007. Архивирано од изворникот на 30 November 2007. Посетено на 2007-11-29.
  57. ↑ Lorenz, Ralph D.; Imai, Masataka; Takahashi, Yukihiro; Sato, Mitsuteru; Yamazaki, Atsushi; Sato, Takao M.; Imamura, Takeshi; Satoh, Takehiko; Nakamura, Masato (2019). „Constraints on Venus Lightning From Akatsuki's First 3 Years in Orbit“. Geophysical Research Letters (англиски). 46 (14): 7955–7961. Bibcode:2019GeoRL..46.7955L. doi:10.1029/2019GL083311. ISSN 1944-8007.
  58. ↑ Michael, Marykutty; Tripathi, Sachchida Nand; Borucki, W. J.; Whitten, R. C. (2009-04-17). „Highly charged cloud particles in the atmosphere of Venus“. Journal of Geophysical Research (англиски). 114 (E4): E04008. Bibcode:2009JGRE..114.4008M. doi:10.1029/2008je003258. ISSN 0148-0227.
  59. ↑ Ksanfomaliti, L. V. (20 March 1980). „Discovery of frequent lightning discharges in clouds on Venus“. Nature. 284 (5753): 244–246. Bibcode:1980Natur.284..244K. doi:10.1038/284244a0.
  60. ↑ Cockell, Charles S (1999). „Life on Venus“. Planet. Space Sci. 47 (12): 1487–1501. Bibcode:1999P&SS...47.1487C. doi:10.1016/S0032-0633(99)00036-7.
  61. ↑ Landis, Geoffrey A. (2003). „Astrobiology: the Case for Venus“ (PDF). Journal of the British Interplanetary Society. 56 (7/8): 250–254. Bibcode:2003JBIS...56..250L. Архивирано од изворникот (PDF) на August 7, 2011.
  62. ↑ Grinspoon, David (1998). Venus Revealed: A New Look Below the Clouds of Our Mysterious Twin Planet. Reading, Mass.: Addison-Wesley Pub. ISBN 978-0-201-32839-4.
  63. ↑ „Venus could be a haven for life“. ABC News. 2002-09-28. Архивирано од изворникот на August 14, 2009.
  64. ↑ „Acidic clouds of Venus could harbour life“. NewScientist.com. 2002-09-26.
  65. ↑ Mysterious dark patches in Venus' clouds are affecting the weather there. What the dark patches are is still a mystery, though astronomers dating back to Carl Sagan have suggested they could be extraterrestrial microorganisms. Erica Naone, Astronomy. 29 August 2019.
  66. ↑ Molaverdikhani, Karan (2012). „The abundance and vertical distribution of the unknown ultraviolet absorber in the venusian atmosphere from analysis of Venus Monitoring Camera images“. Icarus. 217 (2): 648–660. Bibcode:2012Icar..217..648M. doi:10.1016/j.icarus.2011.08.008.
  67. ↑ Frandsen, Benjamin N.; Wennberg, Paul O.; Kjaergaard, Henrik G. (2016). „Identification of OSSO as a near-UV absorber in the Venusian atmosphere“ (PDF). Geophys. Res. Lett. 43 (21): 11, 146. Bibcode:2016GeoRL..4311146F. doi:10.1002/2016GL070916.
  68. ↑ „Mysterious dark patches in Venus' clouds are affecting the weather there“. 29 August 2019. Посетено на 29 August 2019.
  69. ↑ Spacek, Jan (2021), Organic Carbon Cycle in the Atmosphere of Venus, arXiv:2108.02286
  70. ↑ Drake, Nadia (14 September 2020). „Possible sign of life on Venus stirs up heated debate“. National Geographic. Посетено на 14 September 2020.
  71. ↑ Greaves, Jane S.; и др. (14 September 2020). „Phosphine gas in the cloud decks of Venus“. Nature Astronomy. 5 (7): 655–664. arXiv:2009.06593. Bibcode:2020NatAs.tmp..234G. doi:10.1038/s41550-020-1174-4. Посетено на 14 September 2020.
  72. ↑ Stirone, Shannon; Chang, Kenneth; Overbye, Dennis (14 September 2020). „Life on Venus? Astronomers See a Signal in Its Clouds - The detection of a gas in the planet's atmosphere could turn scientists' gaze to a planet long overlooked in the search for extraterrestrial life“. The New York Times. Посетено на 14 September 2020.
  73. ↑ „Possible sign of life on Venus stirs up heated debate“. www.msn.com (англиски). Посетено на 2020-09-14.
  74. ↑ Greaves, Jane S.; Richards, Anita M. S.; Bains, William; Rimmer, Paul B.; Clements, David L.; Seager, Sara; Petkowski, Janusz J.; Sousa-Silva, Clara; Ranjan, Sukrit (2021), „Reply to: No evidence of phosphine in the atmosphere of Venus from independent analyses“, Nature Astronomy, 5 (7): 636–639, arXiv:2104.09285, Bibcode:2021NatAs...5..636G, doi:10.1038/s41550-021-01424-x
  75. ↑ Greaves, Jane S.; Rimmer, Paul B.; Richards, Anita M. S.; Petkowski, Janusz J.; Bains, William; Ranjan, Sukrit; Seager, Sara; Clements, David L.; Clara Sousa Silva (2021), Low Levels of Sulphur Dioxide Contamination of Phosphine Spectra from Venus' Atmosphere, arXiv:2108.08393
  76. ↑ Newman, M.J.; Rood, R. T. (1977). „Implications of solar evolution for the Earth's early atmosphere“. Science. 198 (4321): 1035–1037. Bibcode:1977Sci...198.1035N. doi:10.1126/science.198.4321.1035. PMID 17779689.
  77. ↑ Paul M. Sutter (2019). „How Venus Turned Into Hell, and How the Earth Is Next“. space.com. Посетено на 2019-08-30.
  78. ↑ Bortman, Henry (2004-08-26). „Was Venus Alive? 'The Signs are Probably There'“. Astrobiology Magazine. Посетено на 2008-01-17.
  79. ↑ M. Way et al. "Was Venus the First Habitable World of Our Solar System?" Geophysical Research Letters, Vol. 43, Issue 16, pp. 8376-8383.
  80. ↑ Sleep, N. H.; Zahnle, K.; Neuhoff, P. S. (2001). „Initiation of clement surface conditions on the earliest Earth“. PNAS. 98 (7): 3666–3672. Bibcode:2001PNAS...98.3666S. doi:10.1073/pnas.071045698. PMC 31109. PMID 11259665.
  81. ↑ Nimmo, F.; McKenzie, D. (1998). „Volcanism and Tectonics on Venus“. Annu. Rev. Earth Planet. Sci. 26: 23–51. Bibcode:1998AREPS..26...23N. doi:10.1146/annurev.earth.26.1.23.
  82. ↑ Marov, Mikhail Ya. (2004). „Mikhail Lomonosov and the discovery of the atmosphere of Venus during the 1761 transit“. Proceedings of the International Astronomical Union. Cambridge University Press. 2004 (IAUC196): 209–219. Bibcode:2005tvnv.conf..209M. doi:10.1017/S1743921305001390.
  83. ↑ Britannica online encyclopedia: Mikhail Vasilyevich Lomonosov
  84. ↑ 84,0 84,1 Weart, Spencer, The Discovery of Global Warming Архивирано на 21 мај 2012 г., "Venus & Mars Архивирано на 21 мај 2012 г.", June 2008
  85. ↑ „Venus' Atmosphere to be Probed During Rare Solar Transit“. Space.com. 2004-06-07. Архивирано од изворникот на February 13, 2006. Посетено на 2008-01-17.
  86. ↑ „NCAR Scientist to View Venus's Atmosphere during Transit, Search for Water Vapor on Distant Planet“. National Center for Atmospheric Research and UCAR Office of Programs. 2004-06-03. Архивирано од изворникот на 2012-01-31. Посетено на 2008-01-17.
  87. ↑ "Venus Climate Orbiter 'AKATSUKI' Inserted Into Venus' Orbit" http://global.jaxa.jp/press/2015/12/20151209_akatsuki.html; accessed 2015-12-09
  88. ↑ Imamura, Takeshi. „The World's First Planetary Meteorological Satellite: Exploring the Mystery of the Wind on Venus“. JAXA. Посетено на 2018-10-18.
  89. ↑ Oshima, Takeshi; Sasaki, Tokuhito (2011). „Development of the Venus Climate Orbiter PLANET-C (Akatsuki )“ (PDF). NEC. Посетено на 2018-10-18.
  90. ↑ „Venus Exploration Mission PLANET-C“. Japan Aerospace Exploration Agency. 2006-05-17. Архивирано од изворникот на 2006-12-08. Посетено на 2008-01-17.
  91. ↑ „New Frontiers Program – Program Description“. NASA. Архивирано од изворникот на 26 February 2008. Посетено на 2008-01-17.
  92. ↑ „Venus Mobile Explorer—Description“. NASA. Архивирано од изворникот на 2007-02-17. Посетено на 2008-12-23.
  93. ↑ Myers, Robert (2002-11-13). „Robotic Balloon Probe Could Pierce Venus's Deadly Clouds“ (PDF). SPACE.com. Посетено на 2011-03-23.
  94. ↑ Landis, Geoffrey A. (2006). „Robotic Exploration of the Surface and Atmosphere of Venus“. Acta Astronautica. 59 (7): 570–579. Bibcode:2006AcAau..59..570L. doi:10.1016/j.actaastro.2006.04.011.
  95. ↑ Marks, Paul (2005-05-08). „To conquer Venus, try a plane with a brain“. NewScientist.com. Архивирано од изворникот на 2 January 2008. Посетено на 2008-01-17.
  96. ↑ Zak, Anatoly (5 March 2021). „New promise for the Venera-D project“. RussianSpaceWeb. Посетено на 7 March 2021.
  97. ↑ „Scientific goals of the Venera-D mission“. Russian Space Research Institute. Архивирано од изворникот на 2013-05-10. Посетено на 2012-02-22.
  98. ↑ Venus Atmospheric Maneuverable Platform (VAMP) – Future Work and Scaling for a Mission. (PDF). S. Warwick, F. Ross, D. Sokol. 15th Meeting of the Venus Exploration Analysis Group (VEXAG) 2017.
  99. ↑ Astronomers ponder possible life adrift in Venus' clouds. Deborah Byrd, Earth & Sky. 31 March 2018.
  100. ↑ Scientists Explore The Possibility Of Life Hidden Inside The Clouds Of Venus. Kritine Moore, The Inquisitr. 1 April 2018.
  101. ↑ A Venus Aircraft Could Be in NASA's Plans. Leonard David, Space. 29 June 2018.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Атмосфера_на_Венера&oldid=5273595“