Venus atmosfære

Cirkulationen i Venus troposfære svarer nogenlunde til den såkaldte cyklostrofiske tilnærmelse [5] . I dette tilfælde bestemmes luftstrømmenes hastighed af balancen mellem barisk gradient og centrifugalkræfter i en næsten regulær zoneluftstrøm. Til sammenligning er cirkulationen i jordens atmosfære bestemt af den geostrofiske balance [5] . Vindhastigheder på Venus kan kun måles direkte i den øvre troposfære ( tropopause ) mellem 60 og 70 km, hvilket svarer til det øvre skylag [24] . Skybevægelser observeres normalt i den ultraviolette del af spektret, hvor kontrasten mellem skyer er størst [24] . Tre V-formede inhomogeniteter af atmosfæren, jævnt fordelt langs ækvator [25] :113 , blev påvist i de ultraviolette billeder af Mariner-10 AMS . Den lineære hastighed af vindene i denne højde under 50° breddegrad er omkring 100 ± 10 m/s, og de er retrograde (såvel som planetens rotationsretning) [24] . Efterhånden som breddegraden øges, svækkes vinden hurtigt og forsvinder helt ved polerne. Sådanne kraftige vinde nær toppen af ​​skyerne gør en cirkel rundt om planeten hurtigere, end planeten selv roterer (dette fænomen kaldes superrotation eller superrotation af atmosfæren) [5] [20] . Superrotation på Venus er differentiel, det vil sige, at den ækvatoriale troposfære roterer langsommere end troposfæren på midten af ​​breddegraden [24] . Vindene har også en stærk lodret gradient: Når de aftager, falder deres hastighed med en hastighed på 3 m/s pr. km [5] . Vinde nær overfladen af ​​Venus er meget langsommere end på Jorden, og er kun et par kilometer i timen (typisk mindre end 2 m/s - 0,3 til 1,0 m/s i gennemsnit). Men på grund af atmosfærens høje tæthed nær overfladen er dette ganske nok til at transportere støv og små sten over hele overfladen, svarende til den langsomme strøm af vand [1] [26] .

Det antages, at alle vinde på Venus i sidste ende skyldes konvektion [5] . Varm luft stiger op i ækvatorialzonen, hvor den største opvarmning fra Solen observeres, og går til polerne. Sådan et fænomen kaldes Hadley-cellen [5] . Meridionale (nord-syd) luftbevægelser er dog meget langsommere end zonevinde. Grænsen for Hadley-cellen på Venus ligger nær breddegrader ± 60° [5] . Her begynder luften at sænke sig og vender tilbage til ækvator nær overfladen. Denne hypotese om luftbevægelse understøttes af spredningen af ​​kulilte , som også er koncentreret i området med breddegrader ± 60° [5] . I breddegradsområdet 60-70° er der kolde polarkraver [5] [12] . De er kendetegnet ved temperaturer 30-40 K lavere end troposfærens øverste lag på nabobreddegrader [12] . Den lavere temperatur skyldes sandsynligvis luft, der stiger i dem og adiabatisk afkøling [12] . Denne fortolkning understøttes af tættere og højere skyer i disse områder. Skyerne er i en højde af 70-72 km, hvilket er 5 km højere end ved polerne og lavere breddegrader [5] . Der kan være en sammenhæng mellem kolde kraver og højhastigheds jetfly på mellembreddegrad, hvor vindhastigheden når 140 m/s. Sådanne jetfly er en naturlig konsekvens af Hadley-cirkulationen og burde eksistere på Venus mellem breddegrader 55-60° [24] .

De kolde polarkraver indeholder uregelmæssige strukturer kendt som polære hvirvler [5] . Disse er gigantiske orkaner , der ligner terrestriske storme, men fire gange større. Hver hvirvel har to " øjne " - rotationscentre, som er forbundet med en tydelig S-formet struktur af skyer. Sådanne dobbeltøjestrukturer kaldes også polære dipoler [12] . Hvirvlerne roterer med en periode på omkring 3 dage i retning af atmosfærens generelle superrotation [12] . Nær deres ydre grænser når den lineære vindhastighed 35-50 m/s og falder til nul i centrene [12] . Temperaturen i de øverste skyer af polarhvirvlerne er meget højere end i de nærliggende polarkraver, og når 250 K (−23 °C) [12] . Den generelt accepterede forklaring på polarhvirvler er, at de er anticykloner med downwelling i midten og upwelling i kolde polarhvirvler [5] . Denne type cirkulation minder om vinterens polare højder på Jorden, især over Antarktis . Observationer viser, at den anticykloncirkulation, der observeres nær polerne, kan trænge ned til en højde på 50 km, det vil sige til bunden af ​​skyerne [12] . Den polære øvre troposfære og mesosfæren er ekstremt dynamiske - store lyse skyer kan dukke op og forsvinde inden for få timer. En sådan begivenhed blev observeret af Venus Express -sonden mellem den 9. og 13. januar 2007, da den sydlige polare region blev 30 % lysere [24] . Denne begivenhed var sandsynligvis forårsaget af frigivelsen af ​​svovldioxid til mesosfæren , som derefter kondenserede og dannede en lys dis [24] .

Den første hvirvel på Venus blev opdaget på nordpolen af ​​Pioneer Venera 1 -rumfartøjet i 1978 [27] . En lignende hvirvel med dobbeltøje ved sydpolen blev opdaget i 2006 af Venera Express-sonden [ 12 ] [28] .

Øvre atmosfære og ionosfære

Venus mesosfære ligger i højder mellem 65 og 120 km. Derefter begynder termosfæren og når atmosfærens øvre grænse ( eksosfæren ) i en højde af 220–350 km [19] .

Venus mesosfære kan opdeles i to niveauer: nedre (62-73 km) og øvre ( 73-95 km ) [19] . I det første lag er temperaturen næsten konstant på 230 K (−43 °C). Dette niveau falder sammen med den øvre grænse for skyerne. På det andet niveau begynder temperaturen at falde og falder i en højde af 95 km til 165 K (−108 °C). Det er det koldeste sted på dagsiden af ​​Venus atmosfære [2] . Så begynder mesopausen [19] , som er grænsen mellem mesosfæren og termosfæren og ligger mellem 95 og 120 km. På dagsiden af ​​mesopausen stiger temperaturen til 300-400 K (27-127°C), de værdier, der er fremherskende i termosfæren [2] . I modsætning hertil er termosfærens natside det koldeste sted på Venus, ved 100 K (−173 °C). Det kaldes nogle gange kryosfæren [2] . I 2015 registrerede forskere ved hjælp af Venera Express-sonden en termisk anomali i højdeområdet fra 90 til 100 kilometer - gennemsnitstemperaturerne her er 20-40 kelvin højere og lig med 220-224 kelvin. [29][ afklare ]

Cirkulationen af ​​den øvre mesosfære og termosfæren på Venus er meget forskellig fra cirkulationen i den nedre atmosfære [2] . I højder af 90-150 km bevæger Venus luft sig fra dag- til natsiden af ​​planeten, med opstrømning over den oplyste halvkugle og nedstrømning over natsiden. Downwelling over nattens halvkugle forårsager adiabatisk luftopvarmning, som skaber et varmt lag over denne halvkugle i højder på 90-120 km [2] med en temperatur på omkring 230 K (−43 °C), hvilket er meget højere end gennemsnitstemperaturen registreret i den natlige del af termosfæren — 100 K (−173 °C) [2] . Dagsluften bærer også oxygenatomer, som efter rekombination danner exciterede molekyler i en langlivet singlet-tilstand ( 1 Δ g ), som derefter vender tilbage til deres oprindelige tilstand og udsender infrarød stråling ved en bølgelængde på 1,27 mikron. Denne stråling i højder på 90-100 km observeres ofte fra Jorden og rumfartøjer [30] . Natsiden af ​​den øvre mesosfære og termosfæren på Venus er også en kilde til infrarød emission af CO 2 og NO -molekyler , hvilket ikke svarer til lokal termodynamisk ligevægt og er ansvarlig for den lave temperatur på termosfærens natside [30] .

Venus Express -sonden , ved hjælp af stjerneformørkelser, viste, at atmosfærisk dis strækker sig meget højere på natsiden end på dagsiden. På dagsiden er skylaget 20 km tykt og strækker sig op til omkring 65 km, mens skylaget i form af tæt tåge på natsiden når en højde på 90 km og trænger ind i mesosfæren og endnu højere ( 105 km), allerede som en gennemsigtig dis [22] .

Venus har en aflang ionosfære , beliggende i en højde af 120-300 km og næsten sammenfaldende med termosfæren [19] . Høje niveauer af ionisering fortsætter kun på dagsiden af ​​planeten. På natsiden er elektronkoncentrationen næsten nul [19] . Venus' ionosfære består af tre lag: 120-130 km, 140-160 km og 200-250 km [19] . Der kan også være et ekstra lag i omegnen af ​​180 km. Den maksimale elektrondensitet (antal elektroner pr. volumenenhed) 3⋅10 11  m −3 opnås i det andet lag nær det subsolare punkt [19] . Ionosfærens øvre grænse, ionopausen  , ligger i en højde af 220-375 km [31] [32] . Hovedionerne i det første og andet lag er O 2 + ioner , mens det tredje lag består af O ioner+ [19] . Ifølge observationer er det ionosfæriske plasma i bevægelse, og solfotoionisering på dagsiden og ionrekombination på natsiden er de processer, der hovedsageligt er ansvarlige for at accelerere plasmaet til de observerede hastigheder. Plasmastrømmen er tilsyneladende tilstrækkelig til at opretholde det observerede niveau af ionkoncentration på natsiden [33] .

Takket være dataene fra det ultraviolette spektrometer, som arbejdede ombord på Venus Express orbitalsonden, opdagede astronomer et ozonlag i det øvre skylag i en højde af 70 km over planetens tempererede og polære områder (fra 50° breddegrad og ovenfor) [34] [35] .

Induceret magnetosfære

Venus har intet magnetfelt [31] [32] . Årsagen til dens fravær er ikke klar, men er sandsynligvis relateret til planetens langsomme rotation eller mangel på konvektion i kappen . Venus har kun en induceret magnetosfære dannet af ioniserede solvindpartikler [31] . Denne proces kan repræsenteres som kraftlinjer, der flyder rundt om en forhindring - i dette tilfælde Venus. Den inducerede magnetosfære af Venus har en chokbølge, en magnetoshed, en magnetopause og en magnetosfærisk hale med et strømark [31] [32] .

I det subsolare punkt er chokbølgen i en højde af 1900 km (0,3 R v , hvor R v  er Venus radius). Denne afstand blev målt i 2007 tæt på minimum af solaktivitet [32] . Nær sit maksimum kan denne højde være flere gange mindre [31] . Magnetopausen er placeret i en højde af 300 km [32] . Den øvre grænse af ionosfæren ( ionopause ) er placeret i nærheden af ​​250 km. Mellem magnetopausen og ionopausen er der en magnetisk barriere - en lokal styrkelse af magnetfeltet, som ikke tillader solplasma at trænge dybt ind i Venus-atmosfæren, i det mindste nær det minimale solaktivitet . Værdien af ​​magnetfeltet i barrieren når 40 nT [32] . Halen af ​​magnetosfæren strækker sig i en afstand på op til ti radier af planeten. Dette er den mest aktive del af den venusiske magnetosfære - genforbindelsen af ​​feltlinjer og partikelacceleration finder sted her. Energien af ​​elektroner og ioner i magnetohalen er henholdsvis omkring 100 eV og 1000 eV [36] .

På grund af fraværet af Venus' eget magnetfelt trænger solvinden dybt ind i sin exosfære, hvilket efterfølgende fører til betydelige tab af vand fra atmosfæren [37] . Tab opstår hovedsageligt gennem magnetohale. I øjeblikket er de vigtigste typer af ioner , der forlader atmosfæren, O + , H + og He + . Forholdet mellem hydrogenioner og oxygen er omkring 2 (dvs. næsten støkiometrisk ), dvs. indikerer et kontinuerligt tab af vand [36] .

Skyer

Venus skyer er ret tætte og består af svovldioxid og dråber af svovlsyre [38] . De reflekterer omkring 75 % af det indfaldende sollys [39] og skjuler planetens overflade, hvilket forhindrer dens observation [1] . På grund af skyernes høje reflektionsevne kunne en solcelledrevet sonde også bruge lyset, der reflekteres fra dem, og dermed modtage belysning fra alle retninger. Dette kan i høj grad forenkle designet og brugen af ​​solceller [40] .

Tykkelsen af ​​skydækket er sådan, at kun en ubetydelig del af sollyset når overfladen, og mens Solen er i zenit, er belysningsniveauet kun 1000-3000 lux [41] . Til sammenligning på Jorden på en overskyet dag er belysningen 1000 lux, og på en klar solskinsdag i skyggen - 10-25 tusind lux [42] . Derfor kan solenergi på overfladen af ​​Venus næppe bruges af sonder. Luftfugtighed ved overfladen er mindre end 0,1 % [43] . På grund af skyernes høje tæthed og reflektivitet er den samlede mængde solenergi, som planeten modtager, mindre end Jordens.

Svovlsyre dannes i den øvre atmosfære gennem Solens fotokemiske virkning på kuldioxid , svovldioxid og vanddamp. Fotoner af ultraviolet lys med en bølgelængde mindre end 169 nm kan fotodissociere kuldioxid til kulilte og atomart oxygen. Atomisk ilt er meget reaktivt, og når det reagerer med svovldioxid, en mikrokomponent af Venus' atmosfære, dannes svovldioxid , som igen kan kombineres med vanddamp, en anden mikrokomponent i atmosfæren. Disse reaktioner producerer svovlsyre :

Venus ' sure regn når aldrig planetens overflade, men fordamper fra varmen og danner et fænomen kendt som virga [44] . Det antages, at svovl kom ind i atmosfæren som følge af vulkansk aktivitet , og den høje temperatur forhindrede bindingen af ​​svovl til faste forbindelser på overfladen, som det var på Jorden [21] .

Venus skyer er i stand til at skabe lyn på samme måde som skyer på Jorden [45] . Blink i det optiske område , der formentlig er lyn, blev registreret af Venera-9- og -10 -stationerne og Vega-1- og -2 - ballonsonderne ; Unormale forstærkninger af det elektromagnetiske felt og radioimpulser, også muligvis forårsaget af lyn, blev detekteret af Pioneer-Venus AIS og Venera-11 og -12 landere [ 25] :176, 219 . Og i 2006 opdagede Venera Express -apparatet helikoner i Venus-atmosfæren , fortolket som et resultat af lyn. Uregelmæssigheden af ​​deres udbrud ligner naturen af ​​vejraktivitet. Intensiteten af ​​lyn er mindst halvdelen af ​​jordens [45] . Venus lyn er bemærkelsesværdigt ved, at de, i modsætning til lynene fra Jupiter, Saturn og (i de fleste tilfælde) Jorden, ikke er forbundet med vandskyer. De opstår i skyer af svovlsyre [46] .

I 2009 bemærkede en amatørastronom et lyspunkt i atmosfæren, som efterfølgende blev fotograferet af Venera Express -rumfartøjet. Årsagerne til dets udseende er ukendte; måske er de forbundet med vulkanernes aktivitet [47] .

Tilstedeværelse af liv

På grund af de barske forhold på planetens overflade virker eksistensen af ​​liv på Venus usandsynligt. Men på Jorden er der organismer, der lever under ekstreme forhold ( ekstremofile ), hvilket indikerer muligheden for, at sådanne organismer lever på den anden planet i solsystemet . Termofiler og hypertermofiler trives ved temperaturer, der nærmer sig kogepunktet for vand, acidofiler lever ved pH -niveauer på 3 eller lavere, polyekstremofiler kan modstå en række ugunstige forhold. Ud over dem er der mange andre typer ekstremofiler til stede på Jorden [48] .

Der kan dog eksistere liv på steder med mindre ekstreme forhold end på overfladen, såsom i skyer. Der er en antagelse om tilstedeværelsen af ​​livsformer der, svarende til bakterier fundet i jordens skyer [49] . Mikrober i en tæt, overskyet atmosfære kan afskærmes mod solstråling af svovlforbindelser i luften [48] .

Som et resultat af analysen af ​​data opnået af Venera-, Pioneer-Venus- og Magellan -proberne , hydrogensulfid (H 2 S) og svovldioxid (SO 2 ), samt carbonylsulfid (O=C=S ). De to første gasser reagerer med hinanden, hvilket betyder, at der skal være en konstant kilde til disse gasser. Derudover er carbonylsulfid bemærkelsesværdig ved, at det er vanskeligt kun at reproducere det uorganisk. Det er produceret på grund af effektive katalysatorer , der kræver store mængder af stoffer af forskellig kemisk sammensætning. På Jorden er sådanne katalysatorer mikroorganismer [50] . Desuden overses ofte det faktum, at Venera-12- landeren opdagede tilstedeværelsen af ​​klor i højder af 45-60 km [25] :80 , mens Vega-1 og -2 ballonsonderne bekræftede dette [25] : 219 [ 51][ afklare ] . Det er blevet foreslået, at mikroorganismer på dette niveau kan absorbere ultraviolet lys fra Solen ved at bruge det som energikilde. Dette kunne forklare de mørke pletter, der ses på ultraviolette billeder af planeten [52] . Store ikke-sfæriske partikler blev også fundet i Venus skyer. Deres sammensætning er stadig ukendt [48] .

Evolution

Data om skystruktur og overfladegeologi , kombineret med det teoretiske fund om, at Solens lysstyrke er steget med 25 % i løbet af de sidste 3,8 milliarder år [53] , indikerer, at Venus’ atmosfære for 4 milliarder år siden var mere jordlignende, snarere end planetens overflade var flydende vand. Den ustoppelige drivhuseffekt kan være forårsaget af fordampning af overfladevand og den deraf følgende stigning i drivhusgasser . Derfor er Venus-atmosfæren genstand for tæt opmærksomhed fra forskere, der beskæftiger sig med problemerne med klimaændringer på Jorden [13] .

Der er ingen detaljer på overfladen af ​​Venus, der indikerer tilstedeværelsen af ​​vand der i fortiden. Men alderen på den moderne overflade af planeten overstiger ikke 600-700 millioner år, og det siger ikke noget om ældre tider. Derudover er der ingen grund til at tro, at Venus ikke var påvirket af de processer, der forsynede Jorden med vand (vand kunne indeholde det materiale, der dannede planeterne og (eller) bringe kometer ). Et almindeligt skøn er, at vand kan eksistere på overfladen i omkring 600 millioner år før fordampning, men nogle videnskabsmænd, såsom astrobiolog David Grinspoon, mener, at denne tid kan være så lang som 2 milliarder år [54] .

Observationer og målinger fra Jorden

Den 6. juni 1761, under Venus' passage hen over Solens skive, henledte den russiske videnskabsmand Mikhail Lomonosov opmærksomheden på, at da Venus kom i kontakt med Solens skive, fremkom en "glans så tynd som hår". rundt om planeten. Under Venus' nedstigning fra solskiven blev der observeret en lys glorie - en "bums" - omkring den del af planeten uden for Solen. MV Lomonosov gav en korrekt videnskabelig forklaring på dette fænomen, idet han anså det for at være resultatet af brydningen af ​​solstråler i Venus atmosfære [55] [56] .

I 1940 beregnede Rupert Wildt , at mængden af ​​CO 2 i Venus atmosfære er tilstrækkelig til at hæve overfladetemperaturen over vands kogepunkt [57] . Denne antagelse blev bekræftet af Mariner 2 -sonden , som foretog radiometriske temperaturmålinger i 1962. Og i 1967 bekræftede den sovjetiske enhed " Venus-4 ", at atmosfæren hovedsageligt består af kuldioxid [57] .

Venus' øvre atmosfære kan udforskes fra Jorden i de sjældne tilfælde, hvor planeten passerer hen over Solens skive. Den sidste sådan begivenhed fandt sted i 2012. Ved hjælp af kvantitativ spektroskopi var forskerne i stand til at analysere sollyset, der passerede gennem planetens atmosfære for at opdage kemikalier indeholdt i det. Denne metode anvendes også på exoplaneter ; han gav de første resultater i 2001 [58] . Passagen i 2004 gjorde det muligt for astronomer at indsamle en masse data, der ikke kun var nyttige til at bestemme sammensætningen af ​​Venus' øvre atmosfære, men også til at forbedre de metoder, der blev brugt til at søge efter exoplaneter. Atmosfæren, der primært består af kuldioxid, absorberer nær -infrarød stråling , hvilket gør den synlig for denne metode. I løbet af 2004 viste målinger af absorptionen af ​​solstråling gassernes egenskaber i denne højde. Dopplerforskydningen af ​​spektrallinjerne gjorde det muligt at måle vindenes karakteristika [59] .

Venus' transit hen over Solens skive er en yderst sjælden begivenhed. Sidste gang var det i 2012, før det - i 2004 og 1882, og næste gang bliver først i 2117 [59] .

Yderligere forskning

Fra 2006 til 2014 blev planeten udforsket af Venera-Express orbiteren ved hjælp af infrarød spektroskopi i det 1-5 µm spektrale område [5] . I maj 2010 blev det japanske luftfartsagenturs Akatsuki - sonde lanceret , beregnet til at studere planeten i to år, herunder at studere atmosfærens struktur og aktivitet. Manøvren til at komme ind i kredsløb om Venus på det aftalte tidspunkt (december 2010) endte i fiasko, men dette blev gjort efter 5 år.

Foreslået som en del af New Frontiers -programmet forventes Venus In-Situ Explorer- sonden at udforske Venus ved hjælp af en orbiter, ballon og lander. Dataene indsamlet af sonden kan give indsigt i de processer på planeten, der førte til klimaforandringerne, samt forberede den næste mission for at bringe en prøve fra planeten [60] .

En anden mission, "Venus Mobile Explorer", blev foreslået af Venus Exploration Analysis Group (VEXAG) for at studere sammensætningen samt udføre isotopanalyse af overfladen og atmosfæren. Lanceringsdatoen er endnu ikke fastlagt [61] .

Som en del af det føderale rumprogram planlægger Rusland at opsende Venera-D- rumfartøjet til Venus i 2029 eller 2031 [62] , hvis opgaver også vil omfatte undersøgelse af atmosfæren. Det er især planlagt at udføre undersøgelser, der bestemmer:

• profiler af temperatur, tryk, varmestrømme, vindhastighed;
• struktur, sammensætning og mikrofysiske parametre for skyer;
• atmosfærens kemiske sammensætning, herunder inerte gasser , såvel som isotopsammensætningen;
• struktur af ionosfæren, exosfæren, magnetosfæren;
• hastighed for tab af atmosfæriske komponenter [63] .

Da forholdene på overfladen af ​​Venus viste sig at være meget ugunstige, vendte videnskabsmænd deres opmærksomhed mod andre mål, såsom Mars . Ikke desto mindre er mange missioner blevet sendt til Venus, og nogle af dem har rettet sig mod den lidt undersøgte øvre atmosfære. Som en del af det sovjetiske Vega -program blev to ballonsonder tabt i 1985, som drev i Venus atmosfære i 46 timer og 30 minutter, og de videnskabelige instrumenter, der var installeret på dem, sendte den indsamlede information til Jorden. De blev drevet af batterier og holdt op med at virke, da batterierne løb tør [64] . Siden da er undersøgelsen af ​​den øvre atmosfære ikke blevet udført. I 2002 foreslog NASA entreprenøren  Global Aerospace en luftballon, der kunne forblive i den øvre atmosfære i hundredvis af jorddage [65] .

I stedet for en luftballon blev et solcelledrevet fly foreslået af Jeffrey A. Landis [20] og denne idé har optrådt sporadisk i litteraturen siden begyndelsen af ​​2000'erne. Venus har en høj albedo og reflekterer det meste af sollyset, hvilket gør overfladebelysningen lav. Men i en højde på 60 km er intensiteten af ​​lyset, der reflekteres fra skyerne (der kommer nedefra) kun 10 % mindre end intensiteten af ​​lyset, der kommer direkte fra Solen. Således kunne solpaneler på toppen og bunden af ​​køretøjet bruges med næsten lige stor effektivitet [40] . Denne omstændighed, såvel som solenergiens uudtømmelighed, en lidt lavere tyngdekraft , højt lufttryk og planetens langsomme rotation gør dette lag af atmosfæren praktisk til at placere et forskningsapparat. Det foreslåede fly ville klare sig bedst i en højde, hvor sollys, lufttryk og vindhastighed ville tillade det at forblive i luften hele tiden, nogle gange falde lidt i perioder i størrelsesordenen adskillige timer. Da svovlsyre i skyerne i denne højde ikke er en trussel mod et beskyttet køretøj, kunne dette såkaldte "solfly" måle mellem 45 km og 60 km på ubestemt tid, indtil uforudsete problemer satte det ud af funktion. Landis foreslog også at udforske planetens overflade med rovere svarende til Spirit og Opportunity , men med den forskel at Venus rovere ville blive styret af computere placeret på køretøjet i atmosfæren [66] .

Se også

• Atmosfære af Merkur
• Jordens atmosfære
• Månens atmosfære
• Atmosfære på Mars
• Jupiters atmosfære
• Atmosfære af Titan

Noter

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. Venus overflade   // Rep . Prog. Phys. : journal. - 2003. - Bd. 66 , nr. 10 . - S. 1699-1734 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R04 . - .  (utilgængeligt link)
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; et al. Et varmt lag i Venus' kryosfære og højhøjdemålinger af HF, HCl, H 2 O og HDO  //  Nature : journal. - 2007. - Bd. 450 , nr. 7170 . - S. 646-649 . - doi : 10.1038/nature05974 . — . — PMID 18046397 .
3. ↑ 1 2 3 4 Taylor FW, Hunten DM Venus: atmosfære // Encyclopedia of the Solar System / T. Spohn, D. Breuer, T. Johnson. - 3. - Elsevier, 2014. - S. 305–322. — 1336 s. — ISBN 9780124160347 .
4. ↑ Shalygin E. Studie af Venus overflade og lavere atmosfære ved hjælp af VMC billeder . - Berlin, 2013. - S. 9. - 127 s. — ISBN 978-3-942171-71-7 .
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 Svedhem, Hakan; Titov, Dmitry V.; Taylor, Fredric V.; Witasse, Oliver. Venus som en mere jordlignende planet  (engelsk)  // Nature. - 2007. - Bd. 450 , nr. 7170 . - s. 629-632 . - doi : 10.1038/nature06432 . — . — PMID 18046393 .
6. ↑ Venus  - artikel i TSB
7. ↑ Forståelse af "Superotations"-vindene på Venus . Hentet 16. september 2017. Arkiveret fra originalen 17. september 2017. (ubestemt)
8. ↑ Vindens natur: Superrotation . Hentet 16. september 2017. Arkiveret fra originalen 17. september 2017. (ubestemt)
9. ↑ Venus' mystiske natside afsløret Arkiveret 11. august 2020 på Wayback Machine 16. september 2017
10. ↑ Observationer af Venus' natside giver en dybere forståelse af planetens atmosfære Arkiveret 17. september 2017.
11. ↑ Dennis Normile. Mission for at undersøge Venus' nysgerrige vinde og teste solsejl til fremdrift  (engelsk)  // Science : journal. - 2010. - 7. maj ( bd. 328 , nr. 5979 ). — S. 677 . - doi : 10.1126/science.328.5979.677-a . - . — PMID 20448159 .
12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Piccioni, G.; Drossart, P.; Sanchez-Lavega, A.; et al. Sydpolære træk på Venus ligner dem nær nordpolen  //  Nature: journal. - 2007. - Bd. 450 , nr. 7170 . - s. 637-640 . - doi : 10.1038/nature06209 . - . — PMID 18046395 .
13. ↑ 12 Kasting , JF; J. Løbende og fugtige drivhusatmosfærer og Jordens og Venus' udvikling  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1988. - Vol. 74 , nr. 3 . - S. 472-494 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90116-9 . - . — PMID 11538226 .
14. ↑ Hvor varm er Venus? (maj 2006). Arkiveret fra originalen den 31. januar 2012. (ubestemt)
15. ↑ 1 2 Landis, Geoffrey A. Colonization of Venus  // AIP Conf. Proc.. - 2003. - T. 654 , nr. 1 . - S. 1193-1198 . - doi : 10.1063/1.1541418 . - .
16. ↑ Venus skyer og atmosfære . Institut de mécanique celeste et de calcul des éphémérides. Arkiveret fra originalen den 31. januar 2012. (ubestemt)
17. ↑ Lovelock, James. Gaia: Et nyt blik på livet på jorden  (engelsk) . - Oxford University Press , 1979. - ISBN 0-19-286218-9 .
18. ↑ Krasnopolsky VA, Belyaev DA, Gordon IE, Li G., Rothman LS Observationer af D/H-forhold i H 2 O, HCl og HF på Venus og nye DCl- og DF-linjestyrker  (engelsk)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2013. — Vol. 224 , nr. 1 . - S. 57-65 . - doi : 10.1016/j.icarus.2013.02.010 . — .
19. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Patzold, M.; Hausler, B.; Bird, M.K.; et al. Strukturen af ​​Venus' mellematmosfære og ionosfære  (engelsk)  // Nature : journal. - 2007. - Bd. 450 , nr. 7170 . - S. 657-660 . - doi : 10.1038/nature06239 . - . — PMID 18046400 .
20. ↑ 1 2 3 4 Landis, Geoffrey A.; Colozza, Anthony; og LaMarre, Christopher M (juni 2002). "Atmosfærisk flyvning på Venus" (PDF) . Sager . 40. Aerospace Sciences Møde og Udstilling sponsoreret af American Institute of Aeronautics and Astronautics. Reno, Nevada, 14.-17. januar 2002. s. IAC-02-Q.4.2.03, AIAA-2002-0819, AIAA0. Arkiveret fra originalen (PDF) 2004-11-03 . Hentet 2011-04-21 . Forældet parameter brugt |coauthors=( hjælp ) Arkiveret 16. oktober 2011 på Wayback Machine
21. ↑ 1 2 Carl R. (Rod) Nave. Venus' miljø . Institut for Fysik og Astronomi, Georgia State University. Arkiveret fra originalen den 31. januar 2012. (ubestemt)
22. ↑ 1 2 Flyver over den overskyede verden - videnskabsopdateringer fra Venus Express . Venus i dag (12. juli 2006). Arkiveret fra originalen den 25. februar 2016. (ubestemt)
23. ↑ Venus Atmosfære Temperatur og Trykprofiler . Skyggetræets fysik. Arkiveret fra originalen den 31. januar 2012. (ubestemt)
24. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Markiewicz, WJ; Titov, DV; Limaye, S.S.; et al. Morfologi og dynamik i det øvre skylag af Venus  (engelsk)  // Nature : journal. - 2007. - Bd. 450 , nr. 7170 . - s. 633-636 . - doi : 10.1038/nature06320 . - . — PMID 18046394 .
25. ↑ 1 2 3 4 Kondratiev K.Ya. , Krupenio N.N., Selivanov A.S. Planeten Venus. - L .: Gidrometeoizdat , 1987. - 276 s.
26. ↑ Moshkin, B.E.; Ekonomov, AP, Golovin Iu.M. Støv på overfladen af ​​Venus // Kosmicheskie Issledovaniia (kosmisk forskning). - 1979. - T. 17 . - S. 280-285 . — .
27. ↑ Emily Lakdawalla . Første Venus Express VIRTIS-billeder Skræl planetens skyer væk (14. april 2006). Arkiveret fra originalen den 31. januar 2012. (ubestemt)
28. ↑ Dobbelt hvirvel ved Venus Sydpolen afsløret! . European Space Agency (27. juni 2006). Arkiveret fra originalen den 31. januar 2012. (ubestemt)
29. ↑ Mystisk varmt lag opdaget i Venus' atmosfære | RosRegister Arkiveret 21. august 2015 på Wayback Machine
30. ↑ 1 2 Drossart, P.; Piccioni, G.; Gerard, G.C.; et al. En dynamisk øvre atmosfære af Venus som afsløret af VIRTIS på Venus Express  (engelsk)  // Nature: journal. - 2007. - Bd. 450 , nr. 7170 . - S. 641-645 . - doi : 10.1038/nature06140 . — . — PMID 18046396 .
31. ↑ 1 2 3 4 5 Russell, CT Planetariske magnetosfærer   // Rep . Prog. Phys. : journal. - 1993. - Bd. 56 , nr. 6 . - s. 687-732 . - doi : 10.1088/0034-4885/56/6/001 . - .
32. ↑ 1 2 3 4 5 6 Zhang, TL; Delva, M.; Baumjohann, W.; et al. Lidt eller ingen solvind kommer ind i Venus' atmosfære ved solminimum  //  Nature: journal. - 2007. - Bd. 450 , nr. 7170 . - S. 654-656 . - doi : 10.1038/nature06026 . — . — PMID 18046399 .
33. ↑ Whitten, RC; McCormick, PT; Merritt, David; Thompson, KW et al. Dynamics of the Venus ionosphere: A two-dimensional model study  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1984. - November ( bind 60 , nr. 2 ). - s. 317-326 . - doi : 10.1016/0019-1035(84)90192-1 . - .
34. ↑ Opdagelse af skytop-ozon på Venus . Hentet 27. november 2018. Arkiveret fra originalen 31. maj 2019. (ubestemt)
35. ↑ Ozonlag opdaget på Venus Arkiveret 28. november 2018 på Wayback Machine 27. november 2018
36. ↑ 1 2 Barabash, S.; Fedorov, A.; Sauvaud, JJ; et al. Tabet af ioner fra Venus gennem plasma-vågen  (engelsk)  // Nature: journal. - 2007. - Bd. 450 , nr. 7170 . - S. 650-653 . - doi : 10.1038/nature06434 . — . — PMID 18046398 .
37. ↑ 2004 Venus Transit informationsside , Venus, Jorden og Mars, NASA
38. ↑ Krasnopolsky, V.A.; Parshev VA Kemisk sammensætning af Venus atmosfære  (engelsk)  // Nature. - 1981. - Bd. 292 , nr. 5824 . - s. 610-613 . - doi : 10.1038/292610a0 . — .
39. ↑ Dette er den sfæriske albedo. Geometrisk albedo 85%.
40. ↑ 1 2 Landis, Geoffrey A. Udforsker Venus med solfly  // AIP Conference Proceedings. - American Institute of Physics, 2001. - T. 522 . - S. 16-18 . - doi : 10.1063/1.1357898 . - . Arkiveret fra originalen den 1. marts 2016.
41. ↑ Venera-8 (utilgængeligt link) . Scientific-Production Association opkaldt efter. S.A. Lavochkin. Hentet 31. maj 2011. Arkiveret fra originalen 11. januar 2012. (ubestemt) 
42. ↑ Paul Schlyter. Radiometri og fotometri i astronomi Ofte stillede spørgsmål Arkiveret 17. oktober 2018 på Wayback Machine (2006)
43. ↑ Koehler, HW Resultater af Venus-sonderne Venera 13 og 14 // Sterne und Weltraum. - 1982. - T. 21 . - S. 282 . - .
44. ↑ Planet Venus: Jordens 'onde tvilling' , BBC News (7. november 2005). Arkiveret fra originalen den 18. juli 2009. Hentet 21. april 2011.
45. ↑ 1 2 Russell, CT; Zhang, T.L.; Delva, M.; et al. Lyn på Venus udledt af whistler-mode bølger i ionosfæren  (engelsk)  // Nature : journal. - 2007. - Bd. 450 , nr. 7170 . - s. 661-662 . - doi : 10.1038/nature05930 . — . — PMID 18046401 .
46. ↑ NASA-videnskabsmand bekræfter lysshow på Venus . Hentet 4. juni 2011. Arkiveret fra originalen 7. december 2015. (ubestemt)
47. ↑ Eksperter undrer sig over stedet på Venus , BBC News (1. august 2009). Arkiveret fra originalen den 1. juli 2019. Hentet 21. april 2011.
48. ↑ 1 2 3 Cockell, Charles S. Life on Venus // Plan.Space Sci .. - 1999. - V. 47 , No. 12 . - S. 1487-1501 . - doi : 10.1016/S0032-0633(99)00036-7 . - .
49. ↑ Landis, Geoffrey A. Astrobiology: the Case for Venus  // J. fra British Interplanetary Society. - 2003. - T. 56 , nr. 7/8 . - S. 250-254 . - . Arkiveret fra originalen den 9. oktober 2006. Arkiveret kopi (ikke tilgængeligt link) . Hentet 5. marts 2016. Arkiveret fra originalen 7. august 2011. (ubestemt) 
50. ↑ Leonard David, Life Zone on Venus Possible  (link utilgængeligt) [online]. Space.com, 02/11/2003.
51. ↑ Grinspoon, David. Venus Revealed: A New Look Below the Clouds of Our Mysterious Twin Planet  . - Reading, Mass.: Addison-Wesley Pub., 1998. - ISBN 978-0201328394 .
52. ↑ Venus kunne være et tilflugtssted for livet , ABC News (28. september 2002). Arkiveret fra originalen den 14. august 2009. Hentet 21. april 2011.
53. ↑ Newman, MJ; Rood, RT Implikationer af soludvikling for Jordens tidlige atmosfære  (engelsk)  // Science : journal. - 1977. - Bd. 198 , nr. 4321 . - S. 1035-1037 . - doi : 10.1126/science.198.4321.1035 . - . — PMID 17779689 .
54. ↑ Henry Bortman. Var Venus i live? Tegnene er der sandsynligvis . Astrobiology Magazine (26. august 2004). Arkiveret fra originalen den 4. marts 2016. (ubestemt)
55. ↑ Mikhail Vasilyevich Lomonosov. Udvalgte værker i 2 bind. M.: Videnskab. 1986
56. ↑ Shiltsev V. Opdagelsen af ​​Venus' atmosfære i 1761: Lomonosov og andre  //  Journal of Astronomical History and Heritage : journal. - 2014. - Bd. 17 , nr. 1 . - S. 85-112 . — . Arkiveret fra originalen den 7. december 2014.
57. ↑ 1 2 Weart, Spencer, The Discovery of Global Warming Arkiveret 7. maj 2012. , " Venus & Mars Arkiveret 7. maj 2012. juni 2008
58. ↑ Robert Roy Britt. Første detektion lavet af en ekstrasolar planets atmosfære (link utilgængeligt) . Space.com (27. november 2001). Arkiveret fra originalen den 11. maj 2008. (ubestemt) 
59. ↑ 1 2 NCAR-forsker til at se Venus' atmosfære under transit, søge efter vanddamp på en fjern planet . Nationalt Center for Atmosfærisk Forskning og UCAR Office of Programs (3. juni 2004). Arkiveret fra originalen den 31. januar 2012. (ubestemt)
60. ↑ New Frontiers Program - Programbeskrivelse . NASA. Arkiveret fra originalen den 31. januar 2012. (ubestemt)
61. ↑ Venus Mobile Explorer - Beskrivelse . NASA. Arkiveret fra originalen den 31. januar 2012. (ubestemt)
62. ↑ Kotlyar Pavel. "Næsten hele Venus vil være tilgængelig for os" . Gazeta.Ru (17. maj 2022). Hentet: 4. juni 2022. (Russisk)
63. ↑ Projekt "VENERA-D" - Ruslands føderale rumprogram . Institut for Rumforskning. Arkiveret fra originalen den 31. januar 2012. (ubestemt)
64. ↑ Perminov V. Balloner på Venus himmel. Til 20-årsdagen for flyvningen af ​​AMS "Vega"  // Cosmonautics news: journal. - 2005. - August ( bind 16 , nr. 8 (271) ). - S. 60-63 . — ISSN 1561-1078 . (Russisk)
65. ↑ Myers, Robert . Robotballonsonde kunne gennembore Venus' dødelige skyer , SPACE.com (13. november 2002). Arkiveret fra originalen den 21. marts 2012. Hentet 23. marts 2011.
66. ↑ Landis, Geoffrey A. Robotisk udforskning af Venus' overflade og atmosfære  // Acta Astronautica  : tidsskrift  . - 2006. - Bd. 59 , nr. 7 . - S. 570-579 . - doi : 10.1016/j.actaastro.2006.04.011 . - .

Litteratur

• Zasova L. V., Moroz V. I., Linkin V. M., Khatuntsev I. V., Maiorov B. S. Strukturen af ​​den venusiske atmosfære fra overfladen til 100 km højde  // Kosmisk forskning. - 2006. - Nr. 44 . - S. 381-400 . (Russisk)
• Zasova L. V., Shrenkuh D., Moroz V. I. Infrarødt eksperiment på AMS "Venera-15" og "Venera-16" Nogle konklusioner om strukturen af ​​skyer baseret på analysen af ​​spektre II  // Rumforskning. - 1985. - Nr. 23 . - S. 221-235 . (Russisk)
• Shpenkuh D., Zasova L. V., Shefer K., Ustinov E. A., Deler V. I. Foreløbige resultater af temperaturprofilrekonstruktion  // Rumforskning. - 1985. - Nr. 23 . - S. 206-220 . (Russisk)

Links

• Resultater af Venera Express- sondens hovedmission på russisk
• Funktioner af Venus atmosfære: resultater af den første fase af Venus Express-missionen
• A. Kukarin, I. Nesterenko, Yu. Petrunin, V. Shiltsev, Lomonosovs opdagelse af Venus-atmosfæren: eksperimentel rekonstruktion af begivenheden under Venus' passage over solskiven i 2012 ved hjælp af gamle refraktorer

I bibliografiske kataloger	J9U : 987007536685405171 LCCN : sh85142769

Venus
Geografi	Stemning Geologi Ionosfære Kartografi Klima generiske udtryk Arachnoider Furer kroner Bjergene Kamme jorden kløfter Domes linjer Områder Patera Plateau Sletter tessærer bakker afsatser Store reliefdetaljer Canyons of Parngue Ishtars land Afrodites land Snejomfruens slette Maxwell bjergene Havfruesletten Sedna-sletten Guinevere-sletten Lakshmi Plateau Aino Plain Loukhi-sletten Mount Maat Alpha-regionen Beta-regionen Metis-regionen Regionen Mnemosyne Phoebe-regionen Eistla-regionen Største kratere midt Isabel Meitner Klenova Kleopatra
Undersøgelse	Kunstige genstande på Venus Venus program " Pioner-Venus-1 " " Vega " " Magellan " " Venus Express "
Andet	Venus' transit over Solens skive 2004 2012 Asteroider krydser Venus' kredsløb Terraformende Venus Livet på Venus Venus måner Venus faser Venusisk sne
I mytologien	Aurvandil Vechernitsa Hesperus Dennitsa Fosfor og Eosphorus
I kulturen	Bøger om Venus Film om Venus
Kategori: Venus Portal "Astronomi"

solsystem
Central stjerne og planeter	Sol Merkur Venus jorden Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun
dværgplaneter	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidater Sedna Orc Quaoar Pistol-pistol 2002 MS 4
Store satellitter	Ganymedes Titanium Callisto Og ca Måne Europa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereid
Satellitter / ringe	Jord / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uranus / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidater Spækhugger quawara
Først opdagede asteroider	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiejne (11) Parthenope
Små kroppe	meteoroider asteroider / deres satellitter nær-jorden hovedbælte Trojan kentaurer transneptunisk Kuiper bælte plutino cubewano spredt disk damocloider kometer Oort sky
kunstige genstande	kunstige jordsatellitter interplanetariske rumfartøjer
Hypotetiske objekter	Vulkan og vulkanoider Merkurs satellit Venus satellitter andre satellitter på jorden modjord Planet Nine , Tyche , Planet X og andre trans-neptunske planeter Nemesis Tidligere planeter: Theia , Phaeton eller Planet V Femte gasgigant
Liste over solsystemobjekter Astronomiske objekter