Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Атмосфе ра Вене ри газова оболонка що оточує Венеру Набагато щільніша та гарячіша ніж атмосфера Землі її температура на

Атмосфера Венери

Атмосфера Венери

Атмосфе́ра Вене́ри — газова оболонка, що оточує Венеру. Набагато щільніша та гарячіша, ніж атмосфера Землі: її температура на середньому рівні поверхні становить 740 К (467 °С) при тиску близько 93 бар. Складається переважно з вуглекислого газу та азоту; інші речовини наявні тільки в слідових кількостях. Містить хмари з сірчаної кислоти, що унеможливлюють спостереження поверхні в видимому світлі, і прозора лише в радіо- та мікрохвильовому діапазонах, а також на окремих ділянках ближньої інфрачервоної області.

Атмосфера Венери
image

Хмари в атмосфері Венери. Їх V-подібний візерунок спричинений сильними вітрами поблизу екватора. Знімок зонда «Піонер-Венера-1» в ультрафіолетових променях, 1979.

Загальна інформація
Висота 250 км
Середній тиск біля поверхні 93 бар (9,3 МПа)
Маса 4,8× 1020 кг
Склад
Вуглекислий газ CO2 96,5 %
Азот N2 3,5 %
Діоксид сірки SO2 150 ppm
Аргон Ar 70 ppm
Водяна пара H2O 20 ppm
Чадний газ CO 17 ppm
Гелій He 12 ppm
Неон Ne 7 ppm
Хлороводень HCl 0,1—0,6 ppm
Фтороводень HF 0,001—0,005 ppm

Атмосфера Венери знаходиться в стані сильної циркуляції та обертання. Вона робить повний оберт усього за чотири земних дня, що в багато разів менше періоду обертання планети (243 дні). На рівні верхньої межі хмар вітри сягають швидкості 100 м/с (~360 км/год), що перевищує швидкість обертання точок на екваторі планети в 60 разів. Для порівняння, на Землі найсильніші вітри мають від 10 % до 20 % швидкості обертання точок на екваторі. Але швидкість вітру знижується зі зменшенням висоти, досягаючи біля поверхні значень порядку метра на секунду. Над полюсами існують антициклонічні структури, які називаються полярними вихорами. Кожен вихор має подвійне око і характерний S-подібний рисунок хмар.

На відміну від Землі, Венера не має магнітного поля, і її іоносфера відділяє атмосферу від космічного простору і сонячного вітру. Іонізований шар не пропускає сонячне магнітне поле, надаючи Венері особливого магнітного оточення. Воно розглядається як індукована магнітосфера Венери. Легкі гази, зокрема водяна пара, постійно здуваються сонячним вітром через індукований хвіст магнітосфери. Є припущення, що близько 4 млрд років тому атмосфера Венери була більше подібна до земної, а на поверхні була рідка вода. Необоротний парниковий ефект, можливо, був викликаний випаровуванням поверхневої води і наступним підвищенням рівнів інших парникових газів.

Незважаючи на екстремальні умови на поверхні планети, на висоті 50—65 км атмосферний тиск і температура практично такі самі, як на поверхні Землі. Це робить верхні шари атмосфери Венери найбільш схожими на земні в Сонячній системі (причому навіть більше, ніж на поверхні Марса). Через близькість тиску і температури, а також через той факт, що повітря для дихання (21 % кисню, 78 % азоту) на Венері є газом, що піднімається (як, наприклад, гелій на Землі), верхні шари атмосфери були запропоновані вченими як місце, яке підходить для дослідження та колонізації.

Структура і склад

Склад

image
Склад атмосфери Венери. Праворуч окремо показано всі речовини, крім вуглекислого газу та азоту (разом ці домішки не складають навіть десятої частки процента).

Атмосфера Венери складається з вуглекислого газу, невеликої кількості азоту та ще меншої — інших речовин. Хоча процентний вміст азоту там значно менший, ніж в атмосфері Землі (3,5 % проти 78 %), його загальна маса приблизно в чотири рази більша. Це наслідок величезної маси атмосфери Венери порівняно з земною.

Атмосфера Венери містить і інші речовини, але в дуже малій кількості. Це діоксид сірки (SO2), водяна пара (H2O), монооксид вуглецю (CO), інертні гази, хлороводень (HCl) та фтороводень (HF). Водень — відносно рідкісний для атмосфери Венери елемент. Багато водню, ймовірно, було розсіяно в космосі, а інша частина зв'язана, в основному в складі сірчаної кислоти та сірководню. На втрату значної кількості водню вказує те, що водень атмосфери Венери містить дуже багато дейтерію (він, як важкий ізотоп, втрачається повільніше). Частка дейтерію становить 0,015—0,025, що в 100—150 разів вище, ніж земне значення 0,00016. У верхніх шарах атмосфери Венери це співвідношення в 1,5—2 рази вище, ніж у цілому по атмосфері.

Тропосфера

Загальна характеристика

Атмосфера Венери розділена на декілька шарів. Найщільніша частина атмосфери — тропосфера — починається на поверхні планети і простягається аж до 65 км. Вітри біля розжареної поверхні слабкі, однак у верхній частині тропосфери температура і тиск зменшуються до земних значень, і швидкість вітру зростає до 100 м/с.

Атмосферний тиск на поверхні Венери в 92 рази вищий, ніж на поверхні Землі, і дорівнює тиску під водою на глибині близько 910 метрів. Через такий високий тиск вуглекислий газ фактично є вже не газом, а надкритичним флюїдом. Атмосфера Венери має масу 4,8× 1020 кг, що в 93 рази перевищує масу атмосфери Землі, а густина атмосфери біля поверхні становить 67 кг/м3, тобто 6,5 % від густини рідкої води на Землі.

Велика кількість CO2 в атмосфері разом із водяною парою, діоксидом сірки та складниками хмар створює сильний парниковий ефект. Він робить Венеру найгарячішою планетою Сонячної системи, хоча вона розташована вдвічі далі від Сонця і отримує в 4 рази менше енергії на одиницю площі, ніж Меркурій. Середня температура біля її поверхні — 740 К (467 °С), що вище за температуру плавлення свинцю (600 К, 327 °C), олова (505 К, 232 °C) і цинку (693 K, 420 °C). Через щільну тропосферу різниця температур між денною та нічною сторонами незначна, хоча доба на Венері дуже довга: вона триває 116,8 земних діб.

Атмосфера
image
Висота
(км)		 Темп.
(°C)		 Атмосферний
тиск
(× Землі):3
0 462 92,10
5 424 66,65
10 385 47,39
15 348 33,04
20 308 22,52
25 266 14,93
30 224 9,851
35 182 5,917
40 145 3,501
45 112 1,979
50 77 1,066
55 29 0,5314
60 −10 0,2357
65 −30 0,09765
70 −43 0,03690
80 −76 0,004760
90 −104 0,0003736
100 −98 0,00002660

Тропосфера Венери містить 99 % всієї атмосфери планети за масою. 90 % атмосфери Венери знаходиться в межах 28 км від поверхні. На висоті 50 км атмосферний тиск приблизно дорівнює тиску на поверхні Землі. На нічній стороні Венери хмари можна виявити навіть у 90 км над поверхнею.

Тропопауза — межа між тропосферою та мезосферою — розташована трохи вище 50 км. Це та висота, де умови найбільш схожі на умови на поверхні Землі. За даними вимірювань радянських зондів від «Венера-4» до «Венера-14» і американських «Піонер-Венера-2», область від 52,5 до 54 км має температуру між 293 К (20 °C) і 310 K (37 °C), а на висоті 49,5 км тиск стає таким самим, як на Землі на рівні моря. Це оптимальна область для дослідницьких кораблів або колоній, де температура та тиск будуть подібними до земних.

image
Фотографія, зроблена космічним апаратом «Марінер-10» у 1974 році. Був використаний блакитний відтінок, щоб показати, що фото було зроблено через ультрафіолетовий фільтр. Екватор проходить зверху вниз, вздовж нього — V-подібна неоднорідність.

Циркуляція

Циркуляція в тропосфері Венері відповідає так званому . При цьому швидкість повітряних потоків приблизно визначається балансом баричного градієнта і відцентрових сил в майже правильному зональному повітряному потоці. Для порівняння, циркуляція в земній атмосфері визначається геострофічним балансом. Швидкість вітрів на Венері може бути безпосередньо виміряна тільки у верхніх шарах тропосфери (тропопаузі) між 60 і 70 км, що відповідає верхньому шару хмар. Рух хмар, як правило, спостерігається в ультрафіолетовій частині спектру, де контраст між хмарами є найвищим. На знімках в ультрафіолетовому діапазоні АМС «Марінер-10» були виявлені три V-подібні неоднорідності атмосфери, рівномірно розташовані вздовж екватора:113. Лінійна швидкість вітрів на цій висоті становить близько 100 ± 10 м/с нижче 50° широти, і вони є ретроградними, тобто дують у напрямку, оберненому до обертання планети. Зі збільшенням широти вітри швидко слабшають і, зрештою, повністю зникають на полюсах. Такі сильні вітри біля верхньої границі хмар роблять круг навколо планети швидше, ніж обертається сама планета (). Суперобертання на Венері є диференціальним, тобто екваторіальна тропосфера обертається повільніше, ніж тропосфера середніх широт. У вітрів також є сильний вертикальний градієнт: їх швидкість в міру зниження зменшується зі швидкістю 3 м/с на км. Вітри поблизу поверхні Венери набагато повільніші, ніж на Землі, і мають швидкість всього декілька кілометрів за годину (як правило, менше 2 м/с — в середньому від 0,3 до 1,0 м/с). Однак через високу густину атмосфери біля поверхні цього цілком достатньо для переносу пилу і дрібних каменів по всій поверхні, подібно до повільної течії води.

image
Меридіональний (північ-південь) компонент атмосферної циркуляції. Меридіональна циркуляція значно слабша, ніж зональна, яка переносить тепло між денною та нічною сторонами планети

Вважається, що всі вітри на Венері так чи інакше зумовлені конвекцією. Гаряче повітря підіймається в екваторіальній зоні, де спостерігається найбільше нагрівання Сонцем, і переноситься до полюсів. Таке явище називається коміркою Гадлі. Однак меридіональні (північ-південь) рухи повітря набагато повільніші, ніж зональні вітри. Границя комірки Гадлі на Венері знаходиться біля широт ±60°. Тут повітря починає спускатися і повертається до екватора біля поверхні. Така гіпотеза руху повітря підкріплюється поширенням чадного газу, який також зосереджений в районі широт ±60°. В діапазоні широт 60—70° існують холодні полярні коміри. Вони характеризуються температурою на 30—40 К нижче, ніж верхні шари тропосфери в сусідніх широтах. Нижча температура, ймовірно, викликана підйомом повітря в них і адіабатичним охолодженням. Така інтерпретація підтверджується щільнішими і вищими хмарами в цих областях. Хмари знаходяться на висоті 70—72 км, що на 5 км вище, ніж на полюсах і менших широтах. Між холодними комірами та високошвидкісними потоками середніх широт, в яких швидкість вітру досягає 140 м/с, може існувати зв'язок. Такі потоки є природним наслідком циркуляції Гадлі та повинні існувати на Венері між широтами 55—60°.

В холодних полярних комірах знаходяться нерегулярні структури, відомі як полярні вихори. Вони є гігантськими ураганами, аналогами земних штормів, але в чотири рази більші. Кожен вихор має два «ока» — центра обертання, які пов'язані чіткою S-подібною структурою хмар. Такі структури з подвійним оком також називають полярними диполями. Вихори обертаються з періодом близько 3 днів у напрямку загального суперобертання атмосфери. Поблизу їх зовнішніх границь лінійна швидкість вітру досягає 35–50 м/с і зменшується до нуля в центрах. Температура у верхніх хмарах полярних вихорів значно вища, ніж у довколишніх полярних комірах, і досягає 250 К (−23 °С). Загальновживане пояснення полярних вихорів полягає в тому, що вони є антициклонами з [en] у центрі та апвелінгом в холодних полярних комірах. Цей тип циркуляції нагадує зимові полярні антициклони на Землі, особливо над Антарктидою. Спостереження показують, що антициклонна циркуляція, яка спостерігається поблизу полюсів, може проникнути на висоту 50 км, тобто до основи хмар. Полярна верхня тропосфера та мезосфера є надзвичайно динамічними — великі яскраві хмари можуть з'являтися і зникати протягом декількох годин. Один такий випадок спостерігався зондом «Венера-експрес» в період між 9 і 13 січня 2007 року, коли південна полярна область стала яскравішою на 30 %. Ця подія, ймовірно, була викликана викидом діоксиду сірки в мезосферу, який потім сконденсувався, утворюючи яскраву димку.

image
Зображення атмосфери Венери в ближній інфрачервоній області (2,3 мкм), отримане зондом «Галілео».

Перший вихор на Венері був виявлений на північному полюсі апаратом «Піонер-Венера-1» в 1978 році. Подібний вихор із подвійним оком на південному полюсі був відкритий у 2006 році зондом «Венера-експрес».

Верхня атмосфера та іоносфера

Мезосфера Венери знаходиться в інтервалі між 65 і 120 км. Далі починається термосфера, яка досягає верхньої границі атмосфери (екзосфери) на висоті 220–350 км.

Мезосфера Венери може бути поділена на два рівня: нижній (62–73 км) і верхній (73–95 км). В першому шарі температура майже стала і становить 230 К (−43 °С). Цей рівень збігається з верхнім шаром хмар. На другому рівні температура починає знижуватися, опускаючись до 165 К (−108 °C) на висоті 95 км. Це найхолодніше місце на денній стороні атмосфери Венери. Далі починається мезопауза, яка є границею між мезосферою та термосферою і знаходиться між 95 і 120 км. На денній стороні мезопаузи температура зростає до 300–400 К (27–127 °C) — значень, які переважають в термосфері. В протилежність до цього, нічна сторона термосфери є найхолоднішим місцем на Венері і має температуру 100 К (−173 °C). Її інколи називають кріосферою. В 2015 році з допомогою зонда «Венера-Експрес» вчені зафіксували теплову аномалію в проміжку висот від 90 до 100 кілометрів — середні показники температур тут вище на 20–40 градусів і дорівнюють 220–224 К.[]

Циркуляція верхньої мезосфери й термосфери Венери сильно відрізняється від циркуляції нижніх шарів атмосфери. На висотах 90–150 км повітря переміщається з денної на нічну сторону планети, з апвелінгом над освітленою півкулею та над темною стороною. Даунвелінг над нічною півкулею викликає адіабатичне нагрівання повітря, яке створює на нічній стороні мезосфери на висотах 90–120 км теплий шар з температурою близько 230 К (−43 °С), що набагато вище, ніж середня температура, зафіксована на нічній частині термосфери — 100 К (−173 °C). Повітря з денної сторони також несе атоми кисню, які після [ru] утворюють збуджені молекули в довгоживучому синглетному стані (1Δg), які потім повертаються у вихідний стан і випромінюють інфрачервоне випромінювання на довжині хвилі 1,27 мкм. Це випромінювання на висотах 90–100 км часто спостерігається із Землі та космічних кораблів. Нічна сторона верхньої мезосфери і термосфери Венери є також джерелом інфрачервоної емісії молекул СО2 та NO, яка не відповідає локальній термодинамічній рівновазі і відповідальна за низьку температуру нічної сторони термосфери.

Зонд «Венера-експрес», використовуючи затемнення зірок, показав, що атмосферна димка на нічній стороні простягається набагато вище, ніж на денній. На денній стороні хмарний шар має товщину 20 км і простягається приблизно до 65 км, тоді як на нічній стороні хмарний шар у формі щільного туману досягає 90 км у висоту, проникаючи в мезосферу і навіть вище (105 км), вже як прозора димка.

Венера має витягнуту іоносферу, розташовану на висоті 120–300 км, яка майже збігається з термосферою. Високі рівні іонізації зберігаються тільки на денній стороні планети. На нічній стороні концентрація електронів практично нульова. Іоносфера Венери складається з трьох шарів: 120–130 км, 140–160 км і 200–250 км. Також може бути додатковий шар в районі 180 км. Максимальна щільність електронів (кількість електронів в одиниці об'єму) 3× 1011 м−3 досягається в другому шарі поблизу підсонячної точки. Верхня границя іоносфери —  — розташована на висоті 220–375 км. Основні іони в першому і другому шарі — це іони O2+, в той час як третій шар складається з іонів O+. Згідно зі спостереженнями, іоносферна плазма знаходиться в русі, а сонячна фотоіонізація на денній стороні і рекомбінація іонів на нічній є процесами, переважно, відповідальними за прискорення плазми до спостережуваних швидкостей. Плазмового потоку, мабуть, достатньо для підтримки спостережуваного рівня концентрації іонів на нічній стороні.

Індукована магнітосфера

image
Взаємодія Венери з сонячним вітром. Показані компоненти індукованої магнітосфери.

Венера не має магнітного поля. Причина його відсутності не зрозуміла, але, ймовірно, пов'язана з повільним обертанням планети або відсутністю конвекції в мантії. Венера має тільки індуковану магнітосферу, утворену іонізованими частинками сонячного вітру. Цей процес можна уявити у вигляді силових ліній, які обтікають перешкоду — в даному випадку Венеру. Індукована магнітосфера Венери має ударну хвилю, магнітошар, магнітопаузу і хвіст магнітосфери з струминним шаром.

В підсонячній точці ударна хвиля знаходиться на висоті 1900 км (0,3Rv, де Rv — радіус Венери). Ця відстань вимірювалась в 2007 році поблизу мінімуму сонячної активності. Поблизу максимуму сонячної активності вона може бути в декілька разів ближче до планети. Магнітопауза розташована на висоті 300 км. Верхня границя іоносфери () знаходиться поблизу 250 км. Між магнітопаузою та іонопаузою існує магнітний бар'єр — локальне посилення магнітного поля, що не дозволяє сонячній плазмі проникати глибоко в атмосферу Венери, принаймні, поблизу мінімуму сонячної активності. Значення магнітного поля в бар'єрі досягає 40 нТл. Хвіст магнітосфери тягнеться на відстані до десяти радіусів планети. Це найактивніша частина венеріанської магнітосфери — тут відбувається перез'єднання силових ліній та прискорення частинок. Енергія електронів та іонів у хвості магнітосфери становить близько 100 еВ і 1000 еВ відповідно.

У зв'язку із відсутністю у Венери власного магнітного поля сонячний вітер проникає глибоко в її екзосферу, що призводить до суттєвих втрат атмосфери. Втрати відбуваються в основному через хвіст магнітосфери. В даний час основними типами іонів, які покидають атмосферу, є O+, H+ і He+. Відношення іонів водню до кисню становить близько 2 (тобто майже стехіометричне), тобто вказує на неперервну втрату води.

Хмари

Хмари Венери є досить щільними і складаються з діоксиду сірки та крапель сірчаної кислоти. Вони відбивають близько 75 % падаючого сонячного світла і приховують поверхню планети, перешкоджаючи її спостереженню. Через високу відбивну здатність хмар кількість відбитого світла над ними порівнянна з кількістю світла, яке надходить безпосередньо від Сонця, і тому зонд, який вивчає верхню частину хмар, може отримувати сонячну енергію з усіх боків. Це значно спрощує проектування та використання сонячних батарей.

Товщина хмарного покриву така, що поверхні досягає лише незначна частина сонячного світла, і рівень освітленості при розташуванні Сонця в зеніті становить всього 1000–3000 люкс. Для порівняння — на Землі в похмурий день освітлення становить 1000 люкс, а в ясний сонячний день (в тіні) 10–25 тис. люкс. Тому на поверхні Венери сонячна енергія практично не може використовуватися зондами. Вологість біля поверхні становить менше 0,1 %. Через високу щільність хмар та їх високу відбивну здатність сумарна кількість сонячної енергії, отримуваної планетою, менша, ніж у Землі.

Сірчана кислота утворюється в верхній атмосфері через фотохімічну дію Сонця на вуглекислий газ, діоксид сірки та пари води. Фотони ультрафіолетового світла з довжиною хвилі менше 169 нм можуть фотодисоціювати вуглекислий газ в чадний газ та атомарний кисень. Атомарний кисень є вельми активним, і коли він вступає в реакцію з сірчистим газом, мікрокомпонентом атмосфери Венери, утворюється діоксид сірки, який може в свою чергу сполучатися з парами води, іншим мікрокомпонентом атмосфери. В результаті цих реакцій утворюється сірчана кислота:

CO2 → CO + O
SO2 + O → SO3
SO3 + H2O → H2SO4

Кислотні дощі Венери ніколи не досягають поверхні планети, а випаровуються від спеки, утворюючи явище, відоме як вірга. Вважається, що сірка потрапила в атмосферу в результаті вулканічної активності, а висока температура перешкоджала зв'язуванню сірки в тверді сполуки на поверхні, як це було на Землі.

Хмари Венери здатні створювати блискавки так само, як хмари на Землі. Спалахи в оптичному діапазоні, які, ймовірно, є блискавками, були зафіксовані станціями «Венера-9 і -10» та аеростатними зондами «Вега-1 і -2»; аномальне підсилення електромагнітного поля та радіоімпульси, також, можливо, викликані блискавками, були виявлені штучними супутниками Венери «Піонер—Венера» і спусковими апаратами «Венера-11 і -12»:176, 219. А в 2006 році апарат «Венера-експрес» виявив в атмосфері Венери [en], які були інтерпретовані як результат блискавок. Нерегулярність їх сплесків нагадує характер погодної активності. Інтенсивність блискавок становить щонайменше половину земної. Блискавки Венери примітні тим, що, на відміну від блискавок Юпітера, Сатурна та (в більшості випадків) Землі, не пов'язані з водяними хмарами. Вони виникають у хмарах сірчаної кислоти.

В 2009 році астроном-любитель помітив в атмосфері яскраву пляму, згодом сфотографовану апаратом «Венера-експрес». Причини її появи поки невідомі; можливо, вона пов'язана з активністю вулканів.

Наявність життя

Докладніше: Життя на Венері

Через суворі умови на поверхні планети наявність життя на Венері видається малоймовірним. Однак на Землі існують організми, які мешкають в екстремальних умовах (екстремофіли), і це свідчить про можливість проживання подібних організмів і на другій планеті Сонячної системи. Термофіли та гіпертермофіли процвітають при температурах, що сягають температури кипіння води, ацидофіли живуть при рівні рН, рівному 3 або нижче, поліекстремофіли можуть витримувати різноманітні екстремальні умови. Крім них, на Землі наявні багато інших типів екстремофілів.

Однак життя може існувати в місцях із менш екстремальними, ніж на поверхні, умовами — наприклад, у хмарах. Є припущення про можливість існування там життя, подібного до бактерій, які були виявлені у хмарах на Землі. Мікроби в щільній, хмарній атмосфері можуть бути захищені від сонячного випромінювання сполуками сірки у повітрі.

В результаті аналізу даних, отриманих зондами «Венера», «Піонер—Венера» і "Магеллан», у верхніх шарах атмосфери виявлені сірководень (H2S) і сірчистий газ (SO2), а також [en] (O=C=S). Перші два гази реагують один з одним, а це означає, що повинно існувати постійне джерело цих газів. Крім того, карбонільний сульфід цікавий тим, що його важко відтворити тільки неорганічним шляхом. Він виробляється за рахунок ефективних каталізаторів, які потребують великих обсягів речовин різного хімічного складу. На Землі такими «каталізаторами» є мікроорганізми. Крім того, часто залишають поза увагою той факт, що спусковий апарат «Венера-12» виявив наявність хлору на висотах 45–60 км:80, а аеростатні зонди «Вега-1 і -2» підтвердили це:219[]. Було висловлено припущення, що мікроорганізми на цьому рівні можуть поглинати ультрафіолетове світло Сонця, використовуючи його як джерело енергії. Це могло б бути поясненням темних плям, видимих на ультрафіолетових зображеннях планети. У хмарах Венери було виявлено й великі несферичні частки. Їх склад поки що невідомий.

14 вересня 2020 в атмосфері Венери знайшли «маркер життя» — газ фосфін в кількості, котру не вдається пояснити відомими абіогенними процесами, тому це розглядається як можливість існування на цій планеті мікробів

Еволюція

Через вивчення структури хмар і геології поверхні в поєднанні з тим фактом, що світність Сонця за останні 3,8 млрд років збільшилася на 25 %, вважається, що атмосфера Венери 4 млрд років тому була більше схожа на земну, а на поверхні могла бути рідка вода. Ситуація змінилася через нестримний парниковий ефект, що міг бути спричинений випаровуванням води й подальшим підвищенням рівня парникових газів. Тому атмосфера Венери — об'єкт пильної уваги вчених, які займаються проблемами зміни клімату на Землі.

На Венері нема геологічних утворень, що свідчили б про наявність там у минулому води. Але вік сучасних деталей її поверхні не перевищує 600—700 млн років, і про давніші часи вони нічого не кажуть. Крім того, нема причин вважати, що на Венеру не діяли процеси, які забезпечили водою Землю (воду міг містити матеріал, з якого сформувалися планети, та (або) привнести комети). Ймовірно, на початку історії Венери там було чимало води, але згодом вона випарувалася через сильний парниковий ефект. За поширеною оцінкою, вода могла існувати близько 600 мільйонів років, хоча деякі вчені, такі як астробіолог Девід Грінспун, вважають, що цей час міг сягати 2 мільярдів років.

Спостереження і вимірювання з Землі

Докладніше: Проходження Венери перед диском Сонця
image
Проходження Венери перед диском Сонця 8 червня 2004 року дозволило отримати важливу інформацію про верхні шари атмосфери шляхом спектроскопічних вимірювань із Землі

Верхні шари атмосфери Венери можна дослідити з Землі в тих рідкісних випадках, коли планета проходить перед диском Сонця. Остання така подія відбулася в 2012 році. Використовуючи кількісну спектроскопію, вчені змогли проаналізувати сонячне світло, яке пройшло через атмосферу планети з метою виявлення хімічних речовин, які містяться в ній.

Цей метод використовується і для екзопланет; перші результати він дав у 2001 році. Проходження в 2004 році дозволило астрономам зібрати велику кількість даних, корисних не тільки для визначення складу верхньої атмосфери Венери, але й для вдосконалення методів, які використовуються при пошуку екзопланет. Атмосфера, яка складається переважно з вуглекислого газу, поглинає ближнє інфрачервоне випромінювання, що робить її доступною для спостереження цим методом. Під час проходження 2004 року за поглинанням в атмосфері вдалося дослідити властивості газів на цій висоті. Доплерівське зміщення спектральних ліній дозволило виміряти характеристики вітрів. Проходження Венери перед диском Сонця — надзвичайно рідкісна подія: попередні рази відбулися в 2012, 2004 і 1882 роках, а наступний буде лише в 2117 році.

7 листопада 2023 року, група вчених з Німецького аерокосмічного центру (DLR) повідомила про виявлення в атмосфері Венери явних ознак атомарного кисню (O2), концентрація якого досягає свого піку на висоті близько 100 км.

image
Проходження Венери перед диском Сонця. РисунокЛомоносова 1761 р.

6 червня (26 травня за юліанським календарем) 1761 р. Ломоносов спостерігав за допомогою власноруч виготовленого телескопа проходження Венери над сонячним диском, й начебто відкрив атмосферу планети. Однак останні дослідження кажуть про те, що він, найпевніше, лише неправильно витлумачив оптичні явища, які були результатом низької якості телескопу, яким він користувався.

В 1940 році Руперт Вільдт порахував, що кількість CO2, яка є в атмосфері Венери, достатня для підвищення температури поверхні вище точки кипіння води. Це припущення було підтверджено зондом «Марінер-2», який 1962 року здійснив радіометричні вимірювання температури. А в 1967 році апарат «Венера-4» підтвердив, що атмосфера складається переважно з вуглекислого газу.

Подальші дослідження

image
Зонд Venus In-Situ Explorer, запропонований в рамках програми НАСА New Frontiers

З 2006 по 2014 рік Венеру досліджував космічний апарат «Венера-експрес» із використанням, зокрема, інфрачервоної спектроскопії в області спектру 1–5 мкм. У травні 2010 року був запущений зонд «Акацукі» японського аерокосмічного агентства, призначений для дослідження планети протягом двох років, включаючи вивчення структури і активності атмосфери. Маневр виходу на орбіту навколо Венери в грудні 2010 року закінчився невдачею, але це вдалося здійснити через п'ять років.

Запропонований в рамках програми New Frontiers зонд Venus In-Situ Explorer, ймовірно, буде досліджувати Венеру з допомогою орбітального апарата, аеростата і посадкового модуля. Дані, зібрані зондом, можуть дати уявлення про процеси на планеті, які призвели до зміни клімату, а також підготуватися до наступної місії по доправленню зразка з планети.

В рамках Федеральної Космічної програми Росія планує після 2024 року запустити до Венери апарат «Венера-Д», до задач якого буде входити і вивчення атмосфери. Зокрема планується визначити:

  • профілі температури, тиску, теплових потоків, швидкості вітру;
  • будову, склад і мікрофізичні параметри хмар;
  • хімічний склад атмосфери, включаючи інертні гази, а також ізотопний склад;
  • будову іоносфери, екзосфери, магнітосфери;
  • швидкість втрат складових атмосфери.

Долю проекту важко передбачити через посилення секретності в РФ. Але, схоже, фінансування цілком припинене.

Коли було встановлено, що умови на поверхні Венери дуже несприятливі, увага вчених змістилася в бік інших цілей, таких як Марс. Проте до Венери теж було відправлено багато місій, і метою деяких з них була малодосліджена верхня атмосфера. При реалізації радянської програми «Вега» в 1985 році були скинуті два аеростатних зонда, які дрейфували в атмосфері Венери 46 годин 30 хвилин, а встановлені на них наукові прилади передавали зібрану інформацію на Землю. Вони живилися від батарей і припинили роботу, коли батареї розрядилися. Відтоді вивчення верхніх шарів атмосфери не проводилось. В 2002 році підрядник НАСА — компанія Global Aerospace — запропонувала повітряну кулю, яка могла б залишатися у верхніх шарах атмосфери протягом сотень земних днів.

Замість повітряної кулі Джеффрі А. Ландісом був запропонований літальний апарат на сонячних батареях, і ця ідея час від часу фігурувала в літературі з початку 2000-х років. Венера має високе альбедо і відбиває більшу частину сонячного світла, що робить поверхню доволі темною. Але в верхній атмосфері на висоті 60 км інтенсивність відбитого від хмар світла лише на 10 % менша за інтенсивність світла, що приходить безпосередньо від Сонця. Таким чином, сонячні батареї зверху і знизу апарата могли б використовуватися з майже однаковою ефективністю. Ця обставина, а також невичерпність сонячної енергії, дещо менша сила тяжіння, високий тиск повітря і повільне обертання планети роблять цей шар атмосфери зручним для розміщення дослідницького апарату. Запропонований літальний апарат працював би найкраще на висоті, де сонячне світло, тиск повітря і швидкість вітру дозволять йому залишатися в повітрі постійно, іноді дещо знижуючись на час порядку декількох годин. Оскільки сірчана кислота в хмарах на цій висоті не є загрозою для захищеного апарата, то цей так званий «сонячний літальний апарат» міг би проводити вимірювання в області між 45 км і 60 км необмежено довго, доки збій або непередбачувані проблеми не виведуть його з ладу. Ландіс також висловив припущення, що ровери, подібні до «Спіріта» і «Оппортьюніті», зможуть досліджувати поверхню, але з тією різницею, що ровери Венери будуть управлятися комп'ютерами, які знаходяться на апараті в атмосфері.

Див. також

Примітки

  1. Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. (2003). The surface of Venus (abstract page). Rep. Prog. Phys. 66 (10): 1699—1734. Bibcode:2003RPPh...66.1699B. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04.
  2. Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; et al. (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.
  3. Taylor F. W., Hunten D. M. Venus: atmosphere // Encyclopedia of the Solar System / T. Spohn, D. Breuer, T. Johnson. — 3. — Elsevier, 2014. — P. 305–322. — .
  4. Shalygin E. Study of the Venus surface and lower atmosphere using VMC images. — Berlin, 2013. — P. 9. — .
  5. 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.
  6. Венера // Большая советская энциклопедия : в 30 т. / главн. ред. А. М. Прохоров. — 3-е изд. — М. : «Советская энциклопедия», 1969—1978. (рос.)
  7. Dennis Normile (7 травня 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.
  8. Piccioni, G.; Drossart, P.; Sanchez-Lavega, A.; et al. (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.
  9. Kasting, J.F. (1988). Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus. Icarus. 74 (3): 472—494. Bibcode:1988Icar...74..472K. doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9. PMID 11538226.
  10. How Hot is Venus?. May 2006. Архів оригіналу за 31 січня 2012. Процитовано 12 вересня 2015.
  11. Landis, Geoffrey A. (2003). Colonization of Venus. AIP Conf. Proc. 654 (1): 1193—1198. Bibcode:2003AIPC..654.1193L. doi:10.1063/1.1541418. Архів оригіналу за 11 липня 2012. Процитовано 20 лютого 2019.
  12. Clouds and atmosphere of Venus. Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides. Архів оригіналу за 31 січня 2012. Процитовано 12 вересня 2015.
  13. Lovelock, James (1979). Gaia: A New Look at Life on Earth. Oxford University Press. ISBN .
  14. 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.
  15. Patzold, M.; Hausler, B.; Bird, M.K.; et al. (2007). The structure of Venus’ middle atmosphere and ionosphere. Nature. 450 (7170): 657—660. Bibcode:2007Natur.450..657P. doi:10.1038/nature06239. PMID 18046400.
  16. Landis, Geoffrey A.; Colozza, Anthony; and LaMarre, Christopher M. (PDF). Proceedings. 40th Aerospace Sciences Meeting and Exhibit sponsored by the American Institute of Aeronautics and Astronautics. № 5. Reno, Nevada, January 14–17, 2002. с. IAC–02–Q.4.2.03, AIAA-2002-0819, AIAA0. Архів оригіналу (PDF) за 3 листопада 2004. Процитовано 12 вересня 2015.
  17. Carl R. (Rod) Nave. The Environment of Venus. Department of Physics and Astronomy, Georgia State University. Архів оригіналу за 31 січня 2012. Процитовано 12 вересня 2015.
  18. Flying over the cloudy world – science updates from Venus Express. ESA. 12 липня 2006. Архів оригіналу за 25 лютого 2016. Процитовано 5 березня 2016.
  19. Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles. Shade Tree Physics. Архів оригіналу за 31 січня 2012. Процитовано 12 вересня 2015.
  20. Markiewicz, W.J.; Titov, D.V.; Limaye, S.S.; et al. (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.
  21. Кондратьев К.Я., Крупенио Н.Н., Селиванов А.С. Планета Венера. — Л. : Гидрометеоиздат, 1987. — 276 с.
  22. 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.
  23. Emily Lakdawalla (14 квітня 2006). First Venus Express VIRTIS Images Peel Away the Planet's Clouds. Архів оригіналу за 31 січня 2012. Процитовано 12 вересня 2015.
  24. Double vortex at Venus South Pole unveiled!. European Space Agency. 27 червня 2006. Архів оригіналу за 31 січня 2012. Процитовано 12 вересня 2015.
  25. В атмосфере Венеры обнаружен загадочный теплый слой | РосРегистр [ 21 серпня 2015 у Wayback Machine.][]
  26. Drossart, P.; Piccioni, G.; Gerard, G.C.; et al. (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.
  27. 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.
  28. Zhang, T.L.; Delva, M.; Baumjohann, W.; et al. (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.
  29. Whitten, R. C.; McCormick, P. T.; Merritt, David; Thompson, K. W. та ін. (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. {{}}: Явне використання «та ін.» у: |first4= ()
  30. Barabash, S.; Fedorov, A.; Sauvaud, J.J.; et al. (2007). The loss of ions from Venus through the plasma wake. Nature. 450 (7170): 650—653. Bibcode:2007Natur.450..650B. doi:10.1038/nature06434. PMID 18046398.
  31. 2004 Venus Transit information page, Venus, Earth, and Mars, NASA
  32. 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.
  33. Це сферичне альбедо. Геометричне альбедо 85 %.
  34. Landis, Geoffrey A. (2001). Exploring Venus by Solar Airplane (PDF). AIP Conference Proceedings. American Institute of Physics. 522: 16—18. Bibcode:2001AIPC..552...16L. doi:10.1063/1.1357898. Архів (PDF) оригіналу за 1 березня 2016. Процитовано 5 березня 2016.
  35. Венера-8. Научно-производственное объединение им. С.А. Лавочкина. Архів оригіналу за 18 серпня 2011. Процитовано 12 вересня 2015.
  36. Paul Schlyter. Radiometry and photometry in astronomy: FAQ [ 17 жовтня 2018 у Wayback Machine.] (2006)
  37. Koehler, H. W. (1982). Results of the Venus sondes Venera 13 and 14. Sterne und Weltraum. 21: 282. Bibcode:1982S&W....21..282K.
  38. . BBC News. 7 листопада 2005. Архів оригіналу за 18 липня 2009. Процитовано 12 вересня 2015.
  39. Russell, C.T.; Zhang, T.L.; Delva, M.; et al. (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.
  40. . Архів оригіналу за 7 грудня 2015. Процитовано 12 вересня 2015.
  41. . BBC News. 1 серпня 2009. Архів оригіналу за 1 липня 2019. Процитовано 12 вересня 2015.
  42. Cockell, Charles S (1999). Life on Venus. Plan.Space Sci. 47 (12): 1487—1501. Bibcode:1999P&SS...47.1487C. doi:10.1016/S0032-0633(99)00036-7.
  43. Landis, Geoffrey A. (2003). (PDF). J. of the British Interplanetary Society. 56 (7/8): 250—254. Bibcode:2003JBIS...56..250L. Архів оригіналу (PDF) за 9 жовтня 2006. Процитовано 5 березня 2016.
  44. Leonard David, Life Zone on Venus Possible[недоступне посилання з лютого 2019] [online]. Space.com, 11.02.2003.
  45. Grinspoon, David (1998). Venus Revealed: A New Look Below the Clouds of Our Mysterious Twin Planet. Reading, Mass.: Addison-Wesley Pub. ISBN .
  46. . ABC News. 28 вересня 2002. Архів оригіналу за 14 серпня 2009. Процитовано 12 вересня 2015.
  47. В атмосфері Венери виявили газ, що може бути ознакою життя [ 15 вересня 2020 у Wayback Machine.], Дойче Велль, 14 вересня 2020
  48. 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.
  49. Henry Bortman (26 серпня 2004). Was Venus Alive? The Signs are Probably There. Astrobiology Magazine. Архів оригіналу за 4 березня 2016. Процитовано 5 березня 2016.
  50. Robert Roy Britt (27 листопада 2001). First Detection Made of an Extrasolar Planet's Atmosphere. Space.com. оригіналу за 11 травня 2008. Процитовано 12 вересня 2015.
  51. 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. 3 червня 2004. Архів оригіналу за 31 січня 2012. Процитовано 12 вересня 2015.
  52. Direct detection of atomic oxygen on the dayside and nightside of Venus. // Heinz-Wilhelm Hübers, Heiko Richter, Urs U. Graf, Rolf Güsten, Bernd Klein, Jürgen Stutzki & Helmut Wiesemeyer. Nature Communications volume 14, Article number: 6812 (2023). Published: 07 November 2023
  53. Pasachoff, Jay M.; Sheehan, William: Lomonosov, the discovery of Venus's atmosphere, and the eighteenth-century transits of Venus. In: AA (Hopkins Observatory, Williams College, Williamstown, Mass. 01267, USA) (Hrsg.): Journal of Astronomical History and Heritage (Vol. 15, No. 1). USA 2012, ISSN 1440—2807, S. 3–14, Bibcode: 2012JAHH...15....3P.
  54. Weart, Spencer, The Discovery of Global Warming [ 2012-05-21 у Wayback Machine.], «Venus & Mars [ 2012-05-21 у Wayback Machine.]», June 2008
  55. New Frontiers Program — Program Description. NASA. Архів оригіналу за 31 січня 2012. Процитовано 12 вересня 2015.
  56. РАН: запуск «Венеры-Д» состоится не ранее 2024 года. Газета.Ру. 9 квітня 2012. Архів оригіналу за 16 жовтня 2012. Процитовано 6 вересня 2012.
  57. Проект «ВЕНЕРА-Д» — Федеральная Космическая программа России. Институт Космических Исследований. Архів оригіналу за 31 січня 2012. Процитовано 12 вересня 2015. {{}}: Cite має пустий невідомий параметр: |4= ()
  58. . Архів оригіналу за 6 березня 2016. Процитовано 12 вересня 2015.
  59. Myers, Robert (13 листопада 2002). (PDF). SPACE.com. Архів оригіналу (PDF) за 21 березня 2012. Процитовано 23 березня 2011.
  60. 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.

Література

  • Taylor F. W., Hunten D. M. Venus: atmosphere // Encyclopedia of the Solar System / T. Spohn, D. Breuer, T. Johnson. — 3. — Elsevier, 2014. — P. 305–322. — .
  • Засова Л. В., Мороз В. И., Линкин В. М., Хатунцев И. В., Майоров Б. C. Строение атмосферы Венеры от поверхности до 100 км высоты. — Космические исследования, 2006. — № 44. — С. 381–400.
  • Засова Л. В., Шренкух Д., Мороз В. И. Инфракрасный эксперимент на АМС «Венера-15» и «Венера-16» Некоторые выводы о строении облаков, основанные на анализе спектров II. — Космические исследования, 1985. — № 23. — С. 221–235.
  • Шпенкух Д., Засова Л. В., Шефер К., Устинов Е. А., Делер В. И. Предварительные результаты восстановления температурных профилей. — Космические исследования, 1985. — № 23. — С. 206–220.

Посилання

Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Атмосфера Венери
  • Результати основної місії зонда «Венера-експрес»:
  • А. Кукарин, И. Нестеренко, Ю. Петрунин, В. Шильцев, Открытие атмосферы Венеры Ломоносовым: экспериментальная реконструкция события во время прохождения Венеры по диску Солнца 2012 года при помощи старинных рефракторов [ 25 липня 2019 у Wayback Machine.]

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Atmosfe ra Vene ri gazova obolonka sho otochuye Veneru Nabagato shilnisha ta garyachisha nizh atmosfera Zemli yiyi temperatura na serednomu rivni poverhni stanovit 740 K 467 S pri tisku blizko 93 bar Skladayetsya perevazhno z vuglekislogo gazu ta azotu inshi rechovini nayavni tilki v slidovih kilkostyah Mistit hmari z sirchanoyi kisloti sho unemozhlivlyuyut sposterezhennya poverhni v vidimomu svitli i prozora lishe v radio ta mikrohvilovomu diapazonah a takozh na okremih dilyankah blizhnoyi infrachervonoyi oblasti Atmosfera Veneri Hmari v atmosferi Veneri Yih V podibnij vizerunok sprichinenij silnimi vitrami poblizu ekvatora Znimok zonda Pioner Venera 1 v ultrafioletovih promenyah 1979 Zagalna informaciya Visota 250 km Serednij tisk bilya poverhni 93 bar 9 3 MPa Masa 4 8 1020 kg Sklad Vuglekislij gaz CO2 96 5 Azot N2 3 5 Dioksid sirki SO2 150 ppm Argon Ar 70 ppm Vodyana para H2O 20 ppm Chadnij gaz CO 17 ppm Gelij He 12 ppm Neon Ne 7 ppm Hlorovoden HCl 0 1 0 6 ppm Ftorovoden HF 0 001 0 005 ppm Atmosfera Veneri znahoditsya v stani silnoyi cirkulyaciyi ta obertannya Vona robit povnij obert usogo za chotiri zemnih dnya sho v bagato raziv menshe periodu obertannya planeti 243 dni Na rivni verhnoyi mezhi hmar vitri syagayut shvidkosti 100 m s 360 km god sho perevishuye shvidkist obertannya tochok na ekvatori planeti v 60 raziv Dlya porivnyannya na Zemli najsilnishi vitri mayut vid 10 do 20 shvidkosti obertannya tochok na ekvatori Ale shvidkist vitru znizhuyetsya zi zmenshennyam visoti dosyagayuchi bilya poverhni znachen poryadku metra na sekundu Nad polyusami isnuyut anticiklonichni strukturi yaki nazivayutsya polyarnimi vihorami Kozhen vihor maye podvijne oko i harakternij S podibnij risunok hmar Na vidminu vid Zemli Venera ne maye magnitnogo polya i yiyi ionosfera viddilyaye atmosferu vid kosmichnogo prostoru i sonyachnogo vitru Ionizovanij shar ne propuskaye sonyachne magnitne pole nadayuchi Veneri osoblivogo magnitnogo otochennya Vono rozglyadayetsya yak indukovana magnitosfera Veneri Legki gazi zokrema vodyana para postijno zduvayutsya sonyachnim vitrom cherez indukovanij hvist magnitosferi Ye pripushennya sho blizko 4 mlrd rokiv tomu atmosfera Veneri bula bilshe podibna do zemnoyi a na poverhni bula ridka voda Neoborotnij parnikovij efekt mozhlivo buv viklikanij viparovuvannyam poverhnevoyi vodi i nastupnim pidvishennyam rivniv inshih parnikovih gaziv Nezvazhayuchi na ekstremalni umovi na poverhni planeti na visoti 50 65 km atmosfernij tisk i temperatura praktichno taki sami yak na poverhni Zemli Ce robit verhni shari atmosferi Veneri najbilsh shozhimi na zemni v Sonyachnij sistemi prichomu navit bilshe nizh na poverhni Marsa Cherez blizkist tisku i temperaturi a takozh cherez toj fakt sho povitrya dlya dihannya 21 kisnyu 78 azotu na Veneri ye gazom sho pidnimayetsya yak napriklad gelij na Zemli verhni shari atmosferi buli zaproponovani vchenimi yak misce yake pidhodit dlya doslidzhennya ta kolonizaciyi Struktura i skladSklad Sklad atmosferi Veneri Pravoruch okremo pokazano vsi rechovini krim vuglekislogo gazu ta azotu razom ci domishki ne skladayut navit desyatoyi chastki procenta Atmosfera Veneri skladayetsya z vuglekislogo gazu nevelikoyi kilkosti azotu ta she menshoyi inshih rechovin Hocha procentnij vmist azotu tam znachno menshij nizh v atmosferi Zemli 3 5 proti 78 jogo zagalna masa priblizno v chotiri razi bilsha Ce naslidok velicheznoyi masi atmosferi Veneri porivnyano z zemnoyu Atmosfera Veneri mistit i inshi rechovini ale v duzhe malij kilkosti Ce dioksid sirki SO2 vodyana para H2O monooksid vuglecyu CO inertni gazi hlorovoden HCl ta ftorovoden HF Voden vidnosno ridkisnij dlya atmosferi Veneri element Bagato vodnyu jmovirno bulo rozsiyano v kosmosi a insha chastina zv yazana v osnovnomu v skladi sirchanoyi kisloti ta sirkovodnyu Na vtratu znachnoyi kilkosti vodnyu vkazuye te sho voden atmosferi Veneri mistit duzhe bagato dejteriyu vin yak vazhkij izotop vtrachayetsya povilnishe Chastka dejteriyu stanovit 0 015 0 025 sho v 100 150 raziv vishe nizh zemne znachennya 0 00016 U verhnih sharah atmosferi Veneri ce spivvidnoshennya v 1 5 2 razi vishe nizh u cilomu po atmosferi Troposfera Zagalna harakteristika Atmosfera Veneri rozdilena na dekilka shariv Najshilnisha chastina atmosferi troposfera pochinayetsya na poverhni planeti i prostyagayetsya azh do 65 km Vitri bilya rozzharenoyi poverhni slabki odnak u verhnij chastini troposferi temperatura i tisk zmenshuyutsya do zemnih znachen i shvidkist vitru zrostaye do 100 m s Atmosfernij tisk na poverhni Veneri v 92 razi vishij nizh na poverhni Zemli i dorivnyuye tisku pid vodoyu na glibini blizko 910 metriv Cherez takij visokij tisk vuglekislij gaz faktichno ye vzhe ne gazom a nadkritichnim flyuyidom Atmosfera Veneri maye masu 4 8 1020 kg sho v 93 razi perevishuye masu atmosferi Zemli a gustina atmosferi bilya poverhni stanovit 67 kg m3 tobto 6 5 vid gustini ridkoyi vodi na Zemli Velika kilkist CO2 v atmosferi razom iz vodyanoyu paroyu dioksidom sirki ta skladnikami hmar stvoryuye silnij parnikovij efekt Vin robit Veneru najgaryachishoyu planetoyu Sonyachnoyi sistemi hocha vona roztashovana vdvichi dali vid Soncya i otrimuye v 4 razi menshe energiyi na odinicyu ploshi nizh Merkurij Serednya temperatura bilya yiyi poverhni 740 K 467 S sho vishe za temperaturu plavlennya svincyu 600 K 327 C olova 505 K 232 C i cinku 693 K 420 C Cherez shilnu troposferu riznicya temperatur mizh dennoyu ta nichnoyu storonami neznachna hocha doba na Veneri duzhe dovga vona trivaye 116 8 zemnih dib Atmosfera Visota km Temp C Atmosfernij tisk Zemli 3 0 462 92 10 5 424 66 65 10 385 47 39 15 348 33 04 20 308 22 52 25 266 14 93 30 224 9 851 35 182 5 917 40 145 3 501 45 112 1 979 50 77 1 066 55 29 0 5314 60 10 0 2357 65 30 0 09765 70 43 0 03690 80 76 0 004760 90 104 0 0003736 100 98 0 00002660 Troposfera Veneri mistit 99 vsiyeyi atmosferi planeti za masoyu 90 atmosferi Veneri znahoditsya v mezhah 28 km vid poverhni Na visoti 50 km atmosfernij tisk priblizno dorivnyuye tisku na poverhni Zemli Na nichnij storoni Veneri hmari mozhna viyaviti navit u 90 km nad poverhneyu Tropopauza mezha mizh troposferoyu ta mezosferoyu roztashovana trohi vishe 50 km Ce ta visota de umovi najbilsh shozhi na umovi na poverhni Zemli Za danimi vimiryuvan radyanskih zondiv vid Venera 4 do Venera 14 i amerikanskih Pioner Venera 2 oblast vid 52 5 do 54 km maye temperaturu mizh 293 K 20 C i 310 K 37 C a na visoti 49 5 km tisk staye takim samim yak na Zemli na rivni morya Ce optimalna oblast dlya doslidnickih korabliv abo kolonij de temperatura ta tisk budut podibnimi do zemnih Fotografiya zroblena kosmichnim aparatom Mariner 10 u 1974 roci Buv vikoristanij blakitnij vidtinok shob pokazati sho foto bulo zrobleno cherez ultrafioletovij filtr Ekvator prohodit zverhu vniz vzdovzh nogo V podibna neodnoridnist Cirkulyaciya Cirkulyaciya v troposferi Veneri vidpovidaye tak zvanomu Pri comu shvidkist povitryanih potokiv priblizno viznachayetsya balansom barichnogo gradiyenta i vidcentrovih sil v majzhe pravilnomu zonalnomu povitryanomu potoci Dlya porivnyannya cirkulyaciya v zemnij atmosferi viznachayetsya geostrofichnim balansom Shvidkist vitriv na Veneri mozhe buti bezposeredno vimiryana tilki u verhnih sharah troposferi tropopauzi mizh 60 i 70 km sho vidpovidaye verhnomu sharu hmar Ruh hmar yak pravilo sposterigayetsya v ultrafioletovij chastini spektru de kontrast mizh hmarami ye najvishim Na znimkah v ultrafioletovomu diapazoni AMS Mariner 10 buli viyavleni tri V podibni neodnoridnosti atmosferi rivnomirno roztashovani vzdovzh ekvatora 113 Linijna shvidkist vitriv na cij visoti stanovit blizko 100 10 m s nizhche 50 shiroti i voni ye retrogradnimi tobto duyut u napryamku obernenomu do obertannya planeti Zi zbilshennyam shiroti vitri shvidko slabshayut i zreshtoyu povnistyu znikayut na polyusah Taki silni vitri bilya verhnoyi granici hmar roblyat krug navkolo planeti shvidshe nizh obertayetsya sama planeta Superobertannya na Veneri ye diferencialnim tobto ekvatorialna troposfera obertayetsya povilnishe nizh troposfera serednih shirot U vitriv takozh ye silnij vertikalnij gradiyent yih shvidkist v miru znizhennya zmenshuyetsya zi shvidkistyu 3 m s na km Vitri poblizu poverhni Veneri nabagato povilnishi nizh na Zemli i mayut shvidkist vsogo dekilka kilometriv za godinu yak pravilo menshe 2 m s v serednomu vid 0 3 do 1 0 m s Odnak cherez visoku gustinu atmosferi bilya poverhni cogo cilkom dostatno dlya perenosu pilu i dribnih kameniv po vsij poverhni podibno do povilnoyi techiyi vodi Meridionalnij pivnich pivden komponent atmosfernoyi cirkulyaciyi Meridionalna cirkulyaciya znachno slabsha nizh zonalna yaka perenosit teplo mizh dennoyu ta nichnoyu storonami planeti Vvazhayetsya sho vsi vitri na Veneri tak chi inakshe zumovleni konvekciyeyu Garyache povitrya pidijmayetsya v ekvatorialnij zoni de sposterigayetsya najbilshe nagrivannya Soncem i perenositsya do polyusiv Take yavishe nazivayetsya komirkoyu Gadli Odnak meridionalni pivnich pivden ruhi povitrya nabagato povilnishi nizh zonalni vitri Granicya komirki Gadli na Veneri znahoditsya bilya shirot 60 Tut povitrya pochinaye spuskatisya i povertayetsya do ekvatora bilya poverhni Taka gipoteza ruhu povitrya pidkriplyuyetsya poshirennyam chadnogo gazu yakij takozh zoseredzhenij v rajoni shirot 60 V diapazoni shirot 60 70 isnuyut holodni polyarni komiri Voni harakterizuyutsya temperaturoyu na 30 40 K nizhche nizh verhni shari troposferi v susidnih shirotah Nizhcha temperatura jmovirno viklikana pidjomom povitrya v nih i adiabatichnim oholodzhennyam Taka interpretaciya pidtverdzhuyetsya shilnishimi i vishimi hmarami v cih oblastyah Hmari znahodyatsya na visoti 70 72 km sho na 5 km vishe nizh na polyusah i menshih shirotah Mizh holodnimi komirami ta visokoshvidkisnimi potokami serednih shirot v yakih shvidkist vitru dosyagaye 140 m s mozhe isnuvati zv yazok Taki potoki ye prirodnim naslidkom cirkulyaciyi Gadli ta povinni isnuvati na Veneri mizh shirotami 55 60 V holodnih polyarnih komirah znahodyatsya neregulyarni strukturi vidomi yak polyarni vihori Voni ye gigantskimi uraganami analogami zemnih shtormiv ale v chotiri razi bilshi Kozhen vihor maye dva oka centra obertannya yaki pov yazani chitkoyu S podibnoyu strukturoyu hmar Taki strukturi z podvijnim okom takozh nazivayut polyarnimi dipolyami Vihori obertayutsya z periodom blizko 3 dniv u napryamku zagalnogo superobertannya atmosferi Poblizu yih zovnishnih granic linijna shvidkist vitru dosyagaye 35 50 m s i zmenshuyetsya do nulya v centrah Temperatura u verhnih hmarah polyarnih vihoriv znachno visha nizh u dovkolishnih polyarnih komirah i dosyagaye 250 K 23 S Zagalnovzhivane poyasnennya polyarnih vihoriv polyagaye v tomu sho voni ye anticiklonami z en u centri ta apvelingom v holodnih polyarnih komirah Cej tip cirkulyaciyi nagaduye zimovi polyarni anticikloni na Zemli osoblivo nad Antarktidoyu Sposterezhennya pokazuyut sho anticiklonna cirkulyaciya yaka sposterigayetsya poblizu polyusiv mozhe proniknuti na visotu 50 km tobto do osnovi hmar Polyarna verhnya troposfera ta mezosfera ye nadzvichajno dinamichnimi veliki yaskravi hmari mozhut z yavlyatisya i znikati protyagom dekilkoh godin Odin takij vipadok sposterigavsya zondom Venera ekspres v period mizh 9 i 13 sichnya 2007 roku koli pivdenna polyarna oblast stala yaskravishoyu na 30 Cya podiya jmovirno bula viklikana vikidom dioksidu sirki v mezosferu yakij potim skondensuvavsya utvoryuyuchi yaskravu dimku Zobrazhennya atmosferi Veneri v blizhnij infrachervonij oblasti 2 3 mkm otrimane zondom Galileo Pershij vihor na Veneri buv viyavlenij na pivnichnomu polyusi aparatom Pioner Venera 1 v 1978 roci Podibnij vihor iz podvijnim okom na pivdennomu polyusi buv vidkritij u 2006 roci zondom Venera ekspres Verhnya atmosfera ta ionosfera Mezosfera Veneri znahoditsya v intervali mizh 65 i 120 km Dali pochinayetsya termosfera yaka dosyagaye verhnoyi granici atmosferi ekzosferi na visoti 220 350 km Mezosfera Veneri mozhe buti podilena na dva rivnya nizhnij 62 73 km i verhnij 73 95 km V pershomu shari temperatura majzhe stala i stanovit 230 K 43 S Cej riven zbigayetsya z verhnim sharom hmar Na drugomu rivni temperatura pochinaye znizhuvatisya opuskayuchis do 165 K 108 C na visoti 95 km Ce najholodnishe misce na dennij storoni atmosferi Veneri Dali pochinayetsya mezopauza yaka ye graniceyu mizh mezosferoyu ta termosferoyu i znahoditsya mizh 95 i 120 km Na dennij storoni mezopauzi temperatura zrostaye do 300 400 K 27 127 C znachen yaki perevazhayut v termosferi V protilezhnist do cogo nichna storona termosferi ye najholodnishim miscem na Veneri i maye temperaturu 100 K 173 C Yiyi inkoli nazivayut kriosferoyu V 2015 roci z dopomogoyu zonda Venera Ekspres vcheni zafiksuvali teplovu anomaliyu v promizhku visot vid 90 do 100 kilometriv seredni pokazniki temperatur tut vishe na 20 40 gradusiv i dorivnyuyut 220 224 K utochniti Cirkulyaciya verhnoyi mezosferi j termosferi Veneri silno vidriznyayetsya vid cirkulyaciyi nizhnih shariv atmosferi Na visotah 90 150 km povitrya peremishayetsya z dennoyi na nichnu storonu planeti z apvelingom nad osvitlenoyu pivkuleyu ta nad temnoyu storonoyu Daunveling nad nichnoyu pivkuleyu viklikaye adiabatichne nagrivannya povitrya yake stvoryuye na nichnij storoni mezosferi na visotah 90 120 km teplij shar z temperaturoyu blizko 230 K 43 S sho nabagato vishe nizh serednya temperatura zafiksovana na nichnij chastini termosferi 100 K 173 C Povitrya z dennoyi storoni takozh nese atomi kisnyu yaki pislya ru utvoryuyut zbudzheni molekuli v dovgozhivuchomu singletnomu stani 1Dg yaki potim povertayutsya u vihidnij stan i viprominyuyut infrachervone viprominyuvannya na dovzhini hvili 1 27 mkm Ce viprominyuvannya na visotah 90 100 km chasto sposterigayetsya iz Zemli ta kosmichnih korabliv Nichna storona verhnoyi mezosferi i termosferi Veneri ye takozh dzherelom infrachervonoyi emisiyi molekul SO2 ta NO yaka ne vidpovidaye lokalnij termodinamichnij rivnovazi i vidpovidalna za nizku temperaturu nichnoyi storoni termosferi Zond Venera ekspres vikoristovuyuchi zatemnennya zirok pokazav sho atmosferna dimka na nichnij storoni prostyagayetsya nabagato vishe nizh na dennij Na dennij storoni hmarnij shar maye tovshinu 20 km i prostyagayetsya priblizno do 65 km todi yak na nichnij storoni hmarnij shar u formi shilnogo tumanu dosyagaye 90 km u visotu pronikayuchi v mezosferu i navit vishe 105 km vzhe yak prozora dimka Venera maye vityagnutu ionosferu roztashovanu na visoti 120 300 km yaka majzhe zbigayetsya z termosferoyu Visoki rivni ionizaciyi zberigayutsya tilki na dennij storoni planeti Na nichnij storoni koncentraciya elektroniv praktichno nulova Ionosfera Veneri skladayetsya z troh shariv 120 130 km 140 160 km i 200 250 km Takozh mozhe buti dodatkovij shar v rajoni 180 km Maksimalna shilnist elektroniv kilkist elektroniv v odinici ob yemu 3 1011 m 3 dosyagayetsya v drugomu shari poblizu pidsonyachnoyi tochki Verhnya granicya ionosferi roztashovana na visoti 220 375 km Osnovni ioni v pershomu i drugomu shari ce ioni O2 v toj chas yak tretij shar skladayetsya z ioniv O Zgidno zi sposterezhennyami ionosferna plazma znahoditsya v rusi a sonyachna fotoionizaciya na dennij storoni i rekombinaciya ioniv na nichnij ye procesami perevazhno vidpovidalnimi za priskorennya plazmi do sposterezhuvanih shvidkostej Plazmovogo potoku mabut dostatno dlya pidtrimki sposterezhuvanogo rivnya koncentraciyi ioniv na nichnij storoni Indukovana magnitosfera Vzayemodiya Veneri z sonyachnim vitrom Pokazani komponenti indukovanoyi magnitosferi Venera ne maye magnitnogo polya Prichina jogo vidsutnosti ne zrozumila ale jmovirno pov yazana z povilnim obertannyam planeti abo vidsutnistyu konvekciyi v mantiyi Venera maye tilki indukovanu magnitosferu utvorenu ionizovanimi chastinkami sonyachnogo vitru Cej proces mozhna uyaviti u viglyadi silovih linij yaki obtikayut pereshkodu v danomu vipadku Veneru Indukovana magnitosfera Veneri maye udarnu hvilyu magnitoshar magnitopauzu i hvist magnitosferi z struminnim sharom V pidsonyachnij tochci udarna hvilya znahoditsya na visoti 1900 km 0 3Rv de Rv radius Veneri Cya vidstan vimiryuvalas v 2007 roci poblizu minimumu sonyachnoyi aktivnosti Poblizu maksimumu sonyachnoyi aktivnosti vona mozhe buti v dekilka raziv blizhche do planeti Magnitopauza roztashovana na visoti 300 km Verhnya granicya ionosferi znahoditsya poblizu 250 km Mizh magnitopauzoyu ta ionopauzoyu isnuye magnitnij bar yer lokalne posilennya magnitnogo polya sho ne dozvolyaye sonyachnij plazmi pronikati gliboko v atmosferu Veneri prinajmni poblizu minimumu sonyachnoyi aktivnosti Znachennya magnitnogo polya v bar yeri dosyagaye 40 nTl Hvist magnitosferi tyagnetsya na vidstani do desyati radiusiv planeti Ce najaktivnisha chastina venerianskoyi magnitosferi tut vidbuvayetsya perez yednannya silovih linij ta priskorennya chastinok Energiya elektroniv ta ioniv u hvosti magnitosferi stanovit blizko 100 eV i 1000 eV vidpovidno U zv yazku iz vidsutnistyu u Veneri vlasnogo magnitnogo polya sonyachnij viter pronikaye gliboko v yiyi ekzosferu sho prizvodit do suttyevih vtrat atmosferi Vtrati vidbuvayutsya v osnovnomu cherez hvist magnitosferi V danij chas osnovnimi tipami ioniv yaki pokidayut atmosferu ye O H i He Vidnoshennya ioniv vodnyu do kisnyu stanovit blizko 2 tobto majzhe stehiometrichne tobto vkazuye na neperervnu vtratu vodi HmariHmari Veneri ye dosit shilnimi i skladayutsya z dioksidu sirki ta krapel sirchanoyi kisloti Voni vidbivayut blizko 75 padayuchogo sonyachnogo svitla i prihovuyut poverhnyu planeti pereshkodzhayuchi yiyi sposterezhennyu Cherez visoku vidbivnu zdatnist hmar kilkist vidbitogo svitla nad nimi porivnyanna z kilkistyu svitla yake nadhodit bezposeredno vid Soncya i tomu zond yakij vivchaye verhnyu chastinu hmar mozhe otrimuvati sonyachnu energiyu z usih bokiv Ce znachno sproshuye proektuvannya ta vikoristannya sonyachnih batarej Tovshina hmarnogo pokrivu taka sho poverhni dosyagaye lishe neznachna chastina sonyachnogo svitla i riven osvitlenosti pri roztashuvanni Soncya v zeniti stanovit vsogo 1000 3000 lyuks Dlya porivnyannya na Zemli v pohmurij den osvitlennya stanovit 1000 lyuks a v yasnij sonyachnij den v tini 10 25 tis lyuks Tomu na poverhni Veneri sonyachna energiya praktichno ne mozhe vikoristovuvatisya zondami Vologist bilya poverhni stanovit menshe 0 1 Cherez visoku shilnist hmar ta yih visoku vidbivnu zdatnist sumarna kilkist sonyachnoyi energiyi otrimuvanoyi planetoyu mensha nizh u Zemli Sirchana kislota utvoryuyetsya v verhnij atmosferi cherez fotohimichnu diyu Soncya na vuglekislij gaz dioksid sirki ta pari vodi Fotoni ultrafioletovogo svitla z dovzhinoyu hvili menshe 169 nm mozhut fotodisociyuvati vuglekislij gaz v chadnij gaz ta atomarnij kisen Atomarnij kisen ye velmi aktivnim i koli vin vstupaye v reakciyu z sirchistim gazom mikrokomponentom atmosferi Veneri utvoryuyetsya dioksid sirki yakij mozhe v svoyu chergu spoluchatisya z parami vodi inshim mikrokomponentom atmosferi V rezultati cih reakcij utvoryuyetsya sirchana kislota CO2 CO O SO2 O SO3 SO3 H2O H2SO4 Kislotni doshi Veneri nikoli ne dosyagayut poverhni planeti a viparovuyutsya vid speki utvoryuyuchi yavishe vidome yak virga Vvazhayetsya sho sirka potrapila v atmosferu v rezultati vulkanichnoyi aktivnosti a visoka temperatura pereshkodzhala zv yazuvannyu sirki v tverdi spoluki na poverhni yak ce bulo na Zemli Hmari Veneri zdatni stvoryuvati bliskavki tak samo yak hmari na Zemli Spalahi v optichnomu diapazoni yaki jmovirno ye bliskavkami buli zafiksovani stanciyami Venera 9 i 10 ta aerostatnimi zondami Vega 1 i 2 anomalne pidsilennya elektromagnitnogo polya ta radioimpulsi takozh mozhlivo viklikani bliskavkami buli viyavleni shtuchnimi suputnikami Veneri Pioner Venera i spuskovimi aparatami Venera 11 i 12 176 219 A v 2006 roci aparat Venera ekspres viyaviv v atmosferi Veneri en yaki buli interpretovani yak rezultat bliskavok Neregulyarnist yih spleskiv nagaduye harakter pogodnoyi aktivnosti Intensivnist bliskavok stanovit shonajmenshe polovinu zemnoyi Bliskavki Veneri primitni tim sho na vidminu vid bliskavok Yupitera Saturna ta v bilshosti vipadkiv Zemli ne pov yazani z vodyanimi hmarami Voni vinikayut u hmarah sirchanoyi kisloti V 2009 roci astronom lyubitel pomitiv v atmosferi yaskravu plyamu zgodom sfotografovanu aparatom Venera ekspres Prichini yiyi poyavi poki nevidomi mozhlivo vona pov yazana z aktivnistyu vulkaniv Nayavnist zhittyaDokladnishe Zhittya na Veneri Cherez suvori umovi na poverhni planeti nayavnist zhittya na Veneri vidayetsya malojmovirnim Odnak na Zemli isnuyut organizmi yaki meshkayut v ekstremalnih umovah ekstremofili i ce svidchit pro mozhlivist prozhivannya podibnih organizmiv i na drugij planeti Sonyachnoyi sistemi Termofili ta gipertermofili procvitayut pri temperaturah sho syagayut temperaturi kipinnya vodi acidofili zhivut pri rivni rN rivnomu 3 abo nizhche poliekstremofili mozhut vitrimuvati riznomanitni ekstremalni umovi Krim nih na Zemli nayavni bagato inshih tipiv ekstremofiliv Odnak zhittya mozhe isnuvati v miscyah iz mensh ekstremalnimi nizh na poverhni umovami napriklad u hmarah Ye pripushennya pro mozhlivist isnuvannya tam zhittya podibnogo do bakterij yaki buli viyavleni u hmarah na Zemli Mikrobi v shilnij hmarnij atmosferi mozhut buti zahisheni vid sonyachnogo viprominyuvannya spolukami sirki u povitri V rezultati analizu danih otrimanih zondami Venera Pioner Venera i Magellan u verhnih sharah atmosferi viyavleni sirkovoden H2S i sirchistij gaz SO2 a takozh en O C S Pershi dva gazi reaguyut odin z odnim a ce oznachaye sho povinno isnuvati postijne dzherelo cih gaziv Krim togo karbonilnij sulfid cikavij tim sho jogo vazhko vidtvoriti tilki neorganichnim shlyahom Vin viroblyayetsya za rahunok efektivnih katalizatoriv yaki potrebuyut velikih obsyagiv rechovin riznogo himichnogo skladu Na Zemli takimi katalizatorami ye mikroorganizmi Krim togo chasto zalishayut poza uvagoyu toj fakt sho spuskovij aparat Venera 12 viyaviv nayavnist hloru na visotah 45 60 km 80 a aerostatni zondi Vega 1 i 2 pidtverdili ce 219 proyasniti Bulo vislovleno pripushennya sho mikroorganizmi na comu rivni mozhut poglinati ultrafioletove svitlo Soncya vikoristovuyuchi jogo yak dzherelo energiyi Ce moglo b buti poyasnennyam temnih plyam vidimih na ultrafioletovih zobrazhennyah planeti U hmarah Veneri bulo viyavleno j veliki nesferichni chastki Yih sklad poki sho nevidomij 14 veresnya 2020 v atmosferi Veneri znajshli marker zhittya gaz fosfin v kilkosti kotru ne vdayetsya poyasniti vidomimi abiogennimi procesami tomu ce rozglyadayetsya yak mozhlivist isnuvannya na cij planeti mikrobivEvolyuciyaCherez vivchennya strukturi hmar i geologiyi poverhni v poyednanni z tim faktom sho svitnist Soncya za ostanni 3 8 mlrd rokiv zbilshilasya na 25 vvazhayetsya sho atmosfera Veneri 4 mlrd rokiv tomu bula bilshe shozha na zemnu a na poverhni mogla buti ridka voda Situaciya zminilasya cherez nestrimnij parnikovij efekt sho mig buti sprichinenij viparovuvannyam vodi j podalshim pidvishennyam rivnya parnikovih gaziv Tomu atmosfera Veneri ob yekt pilnoyi uvagi vchenih yaki zajmayutsya problemami zmini klimatu na Zemli Na Veneri nema geologichnih utvoren sho svidchili b pro nayavnist tam u minulomu vodi Ale vik suchasnih detalej yiyi poverhni ne perevishuye 600 700 mln rokiv i pro davnishi chasi voni nichogo ne kazhut Krim togo nema prichin vvazhati sho na Veneru ne diyali procesi yaki zabezpechili vodoyu Zemlyu vodu mig mistiti material z yakogo sformuvalisya planeti ta abo privnesti kometi Jmovirno na pochatku istoriyi Veneri tam bulo chimalo vodi ale zgodom vona viparuvalasya cherez silnij parnikovij efekt Za poshirenoyu ocinkoyu voda mogla isnuvati blizko 600 miljoniv rokiv hocha deyaki vcheni taki yak astrobiolog Devid Grinspun vvazhayut sho cej chas mig syagati 2 milyardiv rokiv Sposterezhennya i vimiryuvannya z ZemliDokladnishe Prohodzhennya Veneri pered diskom Soncya Prohodzhennya Veneri pered diskom Soncya 8 chervnya 2004 roku dozvolilo otrimati vazhlivu informaciyu pro verhni shari atmosferi shlyahom spektroskopichnih vimiryuvan iz Zemli Verhni shari atmosferi Veneri mozhna dosliditi z Zemli v tih ridkisnih vipadkah koli planeta prohodit pered diskom Soncya Ostannya taka podiya vidbulasya v 2012 roci Vikoristovuyuchi kilkisnu spektroskopiyu vcheni zmogli proanalizuvati sonyachne svitlo yake projshlo cherez atmosferu planeti z metoyu viyavlennya himichnih rechovin yaki mistyatsya v nij Cej metod vikoristovuyetsya i dlya ekzoplanet pershi rezultati vin dav u 2001 roci Prohodzhennya v 2004 roci dozvolilo astronomam zibrati veliku kilkist danih korisnih ne tilki dlya viznachennya skladu verhnoyi atmosferi Veneri ale j dlya vdoskonalennya metodiv yaki vikoristovuyutsya pri poshuku ekzoplanet Atmosfera yaka skladayetsya perevazhno z vuglekislogo gazu poglinaye blizhnye infrachervone viprominyuvannya sho robit yiyi dostupnoyu dlya sposterezhennya cim metodom Pid chas prohodzhennya 2004 roku za poglinannyam v atmosferi vdalosya dosliditi vlastivosti gaziv na cij visoti Doplerivske zmishennya spektralnih linij dozvolilo vimiryati harakteristiki vitriv Prohodzhennya Veneri pered diskom Soncya nadzvichajno ridkisna podiya poperedni razi vidbulisya v 2012 2004 i 1882 rokah a nastupnij bude lishe v 2117 roci 7 listopada 2023 roku grupa vchenih z Nimeckogo aerokosmichnogo centru DLR povidomila pro viyavlennya v atmosferi Veneri yavnih oznak atomarnogo kisnyu O2 koncentraciya yakogo dosyagaye svogo piku na visoti blizko 100 km Prohodzhennya Veneri pered diskom Soncya RisunokLomonosova 1761 r 6 chervnya 26 travnya za yulianskim kalendarem 1761 r Lomonosov sposterigav za dopomogoyu vlasnoruch vigotovlenogo teleskopa prohodzhennya Veneri nad sonyachnim diskom j nachebto vidkriv atmosferu planeti Odnak ostanni doslidzhennya kazhut pro te sho vin najpevnishe lishe nepravilno vitlumachiv optichni yavisha yaki buli rezultatom nizkoyi yakosti teleskopu yakim vin koristuvavsya V 1940 roci Rupert Vildt porahuvav sho kilkist CO2 yaka ye v atmosferi Veneri dostatnya dlya pidvishennya temperaturi poverhni vishe tochki kipinnya vodi Ce pripushennya bulo pidtverdzheno zondom Mariner 2 yakij 1962 roku zdijsniv radiometrichni vimiryuvannya temperaturi A v 1967 roci aparat Venera 4 pidtverdiv sho atmosfera skladayetsya perevazhno z vuglekislogo gazu Podalshi doslidzhennyaZond Venus In Situ Explorer zaproponovanij v ramkah programi NASA New Frontiers Z 2006 po 2014 rik Veneru doslidzhuvav kosmichnij aparat Venera ekspres iz vikoristannyam zokrema infrachervonoyi spektroskopiyi v oblasti spektru 1 5 mkm U travni 2010 roku buv zapushenij zond Akacuki yaponskogo aerokosmichnogo agentstva priznachenij dlya doslidzhennya planeti protyagom dvoh rokiv vklyuchayuchi vivchennya strukturi i aktivnosti atmosferi Manevr vihodu na orbitu navkolo Veneri v grudni 2010 roku zakinchivsya nevdacheyu ale ce vdalosya zdijsniti cherez p yat rokiv Zaproponovanij v ramkah programi New Frontiers zond Venus In Situ Explorer jmovirno bude doslidzhuvati Veneru z dopomogoyu orbitalnogo aparata aerostata i posadkovogo modulya Dani zibrani zondom mozhut dati uyavlennya pro procesi na planeti yaki prizveli do zmini klimatu a takozh pidgotuvatisya do nastupnoyi misiyi po dopravlennyu zrazka z planeti V ramkah Federalnoyi Kosmichnoyi programi Rosiya planuye pislya 2024 roku zapustiti do Veneri aparat Venera D do zadach yakogo bude vhoditi i vivchennya atmosferi Zokrema planuyetsya viznachiti profili temperaturi tisku teplovih potokiv shvidkosti vitru budovu sklad i mikrofizichni parametri hmar himichnij sklad atmosferi vklyuchayuchi inertni gazi a takozh izotopnij sklad budovu ionosferi ekzosferi magnitosferi shvidkist vtrat skladovih atmosferi Dolyu proektu vazhko peredbachiti cherez posilennya sekretnosti v RF Ale shozhe finansuvannya cilkom pripinene Koli bulo vstanovleno sho umovi na poverhni Veneri duzhe nespriyatlivi uvaga vchenih zmistilasya v bik inshih cilej takih yak Mars Prote do Veneri tezh bulo vidpravleno bagato misij i metoyu deyakih z nih bula malodoslidzhena verhnya atmosfera Pri realizaciyi radyanskoyi programi Vega v 1985 roci buli skinuti dva aerostatnih zonda yaki drejfuvali v atmosferi Veneri 46 godin 30 hvilin a vstanovleni na nih naukovi priladi peredavali zibranu informaciyu na Zemlyu Voni zhivilisya vid batarej i pripinili robotu koli batareyi rozryadilisya Vidtodi vivchennya verhnih shariv atmosferi ne provodilos V 2002 roci pidryadnik NASA kompaniya Global Aerospace zaproponuvala povitryanu kulyu yaka mogla b zalishatisya u verhnih sharah atmosferi protyagom soten zemnih dniv Zamist povitryanoyi kuli Dzheffri A Landisom buv zaproponovanij litalnij aparat na sonyachnih batareyah i cya ideya chas vid chasu figuruvala v literaturi z pochatku 2000 h rokiv Venera maye visoke albedo i vidbivaye bilshu chastinu sonyachnogo svitla sho robit poverhnyu dovoli temnoyu Ale v verhnij atmosferi na visoti 60 km intensivnist vidbitogo vid hmar svitla lishe na 10 mensha za intensivnist svitla sho prihodit bezposeredno vid Soncya Takim chinom sonyachni batareyi zverhu i znizu aparata mogli b vikoristovuvatisya z majzhe odnakovoyu efektivnistyu Cya obstavina a takozh nevicherpnist sonyachnoyi energiyi desho mensha sila tyazhinnya visokij tisk povitrya i povilne obertannya planeti roblyat cej shar atmosferi zruchnim dlya rozmishennya doslidnickogo aparatu Zaproponovanij litalnij aparat pracyuvav bi najkrashe na visoti de sonyachne svitlo tisk povitrya i shvidkist vitru dozvolyat jomu zalishatisya v povitri postijno inodi desho znizhuyuchis na chas poryadku dekilkoh godin Oskilki sirchana kislota v hmarah na cij visoti ne ye zagrozoyu dlya zahishenogo aparata to cej tak zvanij sonyachnij litalnij aparat mig bi provoditi vimiryuvannya v oblasti mizh 45 km i 60 km neobmezheno dovgo doki zbij abo neperedbachuvani problemi ne vivedut jogo z ladu Landis takozh visloviv pripushennya sho roveri podibni do Spirita i Opportyuniti zmozhut doslidzhuvati poverhnyu ale z tiyeyu rizniceyu sho roveri Veneri budut upravlyatisya komp yuterami yaki znahodyatsya na aparati v atmosferi Div takozhAtmosfera Zemli Atmosfera Misyacya Atmosfera MarsaPrimitkiBasilevsky Alexandr T Head James W 2003 The surface of Venus abstract page Rep Prog Phys 66 10 1699 1734 Bibcode 2003RPPh 66 1699B doi 10 1088 0034 4885 66 10 R04 Bertaux Jean Loup Vandaele Ann Carine Korablev Oleg et al 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 Taylor F W Hunten D M Venus atmosphere Encyclopedia of the Solar System T Spohn D Breuer T Johnson 3 Elsevier 2014 P 305 322 ISBN 9780124160347 Shalygin E Study of the Venus surface and lower atmosphere using VMC images Berlin 2013 P 9 ISBN 978 3 942171 71 7 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 Venera Bolshaya sovetskaya enciklopediya v 30 t glavn red A M Prohorov 3 e izd M Sovetskaya enciklopediya 1969 1978 ros Dennis Normile 7 travnya 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 Piccioni G Drossart P Sanchez Lavega A et al 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 Kasting J F 1988 Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus Icarus 74 3 472 494 Bibcode 1988Icar 74 472K doi 10 1016 0019 1035 88 90116 9 PMID 11538226 How Hot is Venus May 2006 Arhiv originalu za 31 sichnya 2012 Procitovano 12 veresnya 2015 Landis Geoffrey A 2003 Colonization of Venus AIP Conf Proc 654 1 1193 1198 Bibcode 2003AIPC 654 1193L doi 10 1063 1 1541418 Arhiv originalu za 11 lipnya 2012 Procitovano 20 lyutogo 2019 Clouds and atmosphere of Venus Institut de mecanique celeste et de calcul des ephemerides Arhiv originalu za 31 sichnya 2012 Procitovano 12 veresnya 2015 Lovelock James 1979 Gaia A New Look at Life on Earth Oxford University Press ISBN 0 19 286218 9 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 Patzold M Hausler B Bird M K et al 2007 The structure of Venus middle atmosphere and ionosphere Nature 450 7170 657 660 Bibcode 2007Natur 450 657P doi 10 1038 nature06239 PMID 18046400 Landis Geoffrey A Colozza Anthony and LaMarre Christopher M PDF Proceedings 40th Aerospace Sciences Meeting and Exhibit sponsored by the American Institute of Aeronautics and Astronautics 5 Reno Nevada January 14 17 2002 s IAC 02 Q 4 2 03 AIAA 2002 0819 AIAA0 Arhiv originalu PDF za 3 listopada 2004 Procitovano 12 veresnya 2015 Carl R Rod Nave The Environment of Venus Department of Physics and Astronomy Georgia State University Arhiv originalu za 31 sichnya 2012 Procitovano 12 veresnya 2015 Flying over the cloudy world science updates from Venus Express ESA 12 lipnya 2006 Arhiv originalu za 25 lyutogo 2016 Procitovano 5 bereznya 2016 Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles Shade Tree Physics Arhiv originalu za 31 sichnya 2012 Procitovano 12 veresnya 2015 Markiewicz W J Titov D V Limaye S S et al 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 Kondratev K Ya Krupenio N N Selivanov A S Planeta Venera L Gidrometeoizdat 1987 276 s 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 Emily Lakdawalla 14 kvitnya 2006 First Venus Express VIRTIS Images Peel Away the Planet s Clouds Arhiv originalu za 31 sichnya 2012 Procitovano 12 veresnya 2015 Double vortex at Venus South Pole unveiled European Space Agency 27 chervnya 2006 Arhiv originalu za 31 sichnya 2012 Procitovano 12 veresnya 2015 V atmosfere Venery obnaruzhen zagadochnyj teplyj sloj RosRegistr 21 serpnya 2015 u Wayback Machine neavtoritetne dzherelo Drossart P Piccioni G Gerard G C et al 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 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 Zhang T L Delva M Baumjohann W et al 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 Whitten R C McCormick P T Merritt David Thompson K W ta in 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 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Yavne vikoristannya ta in u first4 dovidka Barabash S Fedorov A Sauvaud J J et al 2007 The loss of ions from Venus through the plasma wake Nature 450 7170 650 653 Bibcode 2007Natur 450 650B doi 10 1038 nature06434 PMID 18046398 2004 Venus Transit information page Venus Earth and Mars NASA 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 Ce sferichne albedo Geometrichne albedo 85 Landis Geoffrey A 2001 Exploring Venus by Solar Airplane PDF AIP Conference Proceedings American Institute of Physics 522 16 18 Bibcode 2001AIPC 552 16L doi 10 1063 1 1357898 Arhiv PDF originalu za 1 bereznya 2016 Procitovano 5 bereznya 2016 Venera 8 Nauchno proizvodstvennoe obedinenie im S A Lavochkina Arhiv originalu za 18 serpnya 2011 Procitovano 12 veresnya 2015 Paul Schlyter Radiometry and photometry in astronomy FAQ 17 zhovtnya 2018 u Wayback Machine 2006 Koehler H W 1982 Results of the Venus sondes Venera 13 and 14 Sterne und Weltraum 21 282 Bibcode 1982S amp W 21 282K BBC News 7 listopada 2005 Arhiv originalu za 18 lipnya 2009 Procitovano 12 veresnya 2015 Russell C T Zhang T L Delva M et al 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 Arhiv originalu za 7 grudnya 2015 Procitovano 12 veresnya 2015 BBC News 1 serpnya 2009 Arhiv originalu za 1 lipnya 2019 Procitovano 12 veresnya 2015 Cockell Charles S 1999 Life on Venus Plan Space Sci 47 12 1487 1501 Bibcode 1999P amp SS 47 1487C doi 10 1016 S0032 0633 99 00036 7 Landis Geoffrey A 2003 PDF J of the British Interplanetary Society 56 7 8 250 254 Bibcode 2003JBIS 56 250L Arhiv originalu PDF za 9 zhovtnya 2006 Procitovano 5 bereznya 2016 Leonard David Life Zone on Venus Possible nedostupne posilannya z lyutogo 2019 online Space com 11 02 2003 Grinspoon David 1998 Venus Revealed A New Look Below the Clouds of Our Mysterious Twin Planet Reading Mass Addison Wesley Pub ISBN 978 0201328394 ABC News 28 veresnya 2002 Arhiv originalu za 14 serpnya 2009 Procitovano 12 veresnya 2015 V atmosferi Veneri viyavili gaz sho mozhe buti oznakoyu zhittya 15 veresnya 2020 u Wayback Machine Dojche Vell 14 veresnya 2020 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 Henry Bortman 26 serpnya 2004 Was Venus Alive The Signs are Probably There Astrobiology Magazine Arhiv originalu za 4 bereznya 2016 Procitovano 5 bereznya 2016 Robert Roy Britt 27 listopada 2001 First Detection Made of an Extrasolar Planet s Atmosphere Space com originalu za 11 travnya 2008 Procitovano 12 veresnya 2015 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 3 chervnya 2004 Arhiv originalu za 31 sichnya 2012 Procitovano 12 veresnya 2015 Direct detection of atomic oxygen on the dayside and nightside of Venus Heinz Wilhelm Hubers Heiko Richter Urs U Graf Rolf Gusten Bernd Klein Jurgen Stutzki amp Helmut Wiesemeyer Nature Communications volume 14 Article number 6812 2023 Published 07 November 2023 Pasachoff Jay M Sheehan William Lomonosov the discovery of Venus s atmosphere and the eighteenth century transits of Venus In AA Hopkins Observatory Williams College Williamstown Mass 01267 USA Hrsg Journal of Astronomical History and Heritage Vol 15 No 1 USA 2012 ISSN 1440 2807 S 3 14 Bibcode 2012JAHH 15 3P Weart Spencer The Discovery of Global Warming 2012 05 21 u Wayback Machine Venus amp Mars 2012 05 21 u Wayback Machine June 2008 New Frontiers Program Program Description NASA Arhiv originalu za 31 sichnya 2012 Procitovano 12 veresnya 2015 RAN zapusk Venery D sostoitsya ne ranee 2024 goda Gazeta Ru 9 kvitnya 2012 Arhiv originalu za 16 zhovtnya 2012 Procitovano 6 veresnya 2012 Proekt VENERA D Federalnaya Kosmicheskaya programma Rossii Institut Kosmicheskih Issledovanij Arhiv originalu za 31 sichnya 2012 Procitovano 12 veresnya 2015 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite web title Shablon Cite web cite web a Cite maye pustij nevidomij parametr 4 dovidka Arhiv originalu za 6 bereznya 2016 Procitovano 12 veresnya 2015 Myers Robert 13 listopada 2002 PDF SPACE com Arhiv originalu PDF za 21 bereznya 2012 Procitovano 23 bereznya 2011 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 LiteraturaTaylor F W Hunten D M Venus atmosphere Encyclopedia of the Solar System T Spohn D Breuer T Johnson 3 Elsevier 2014 P 305 322 ISBN 9780124160347 Zasova L V Moroz V I Linkin V M Hatuncev I V Majorov B C Stroenie atmosfery Venery ot poverhnosti do 100 km vysoty Kosmicheskie issledovaniya 2006 44 S 381 400 Zasova L V Shrenkuh D Moroz V I Infrakrasnyj eksperiment na AMS Venera 15 i Venera 16 Nekotorye vyvody o stroenii oblakov osnovannye na analize spektrov II Kosmicheskie issledovaniya 1985 23 S 221 235 Shpenkuh D Zasova L V Shefer K Ustinov E A Deler V I Predvaritelnye rezultaty vosstanovleniya temperaturnyh profilej Kosmicheskie issledovaniya 1985 23 S 206 220 PosilannyaVikishovishe maye multimedijni dani za temoyu Atmosfera Veneri Rezultati osnovnoyi misiyi zonda Venera ekspres anglijskoyu 27 veresnya 2015 u Wayback Machine rosijskoyu 7 bereznya 2016 u Wayback Machine A Kukarin I Nesterenko Yu Petrunin V Shilcev Otkrytie atmosfery Venery Lomonosovym eksperimentalnaya rekonstrukciya sobytiya vo vremya prohozhdeniya Venery po disku Solnca 2012 goda pri pomoshi starinnyh refraktorov 25 lipnya 2019 u Wayback Machine

Дата публікації:
Топ