A Vénusz légköre

A Vénusz troposzférájában a keringés nagyjából megfelel az úgynevezett ciklosztróf közelítésnek [5] . Ebben az esetben a légáramlás sebességét a barikus gradiens és a centrifugális erők egyensúlya határozza meg egy szinte szabályos zónás légáramlásban. Összehasonlításképpen a földi légkör keringését a geosztrofikus egyensúly határozza meg [5] . A szélsebesség a Vénuszon közvetlenül csak a felső troposzférában ( tropopauza ) mérhető 60 és 70 km között, ami a felső felhőrétegnek felel meg [24] . A felhőmozgás általában a spektrum ultraibolya részén figyelhető meg , ahol a felhők közötti kontraszt a legnagyobb [24] . A Mariner-10 AMS ultraibolya felvételein a légkör három, az egyenlítő mentén egyenletesen elhelyezkedő V-alakú inhomogenitását észlelték [25] :113 . A szelek lineáris sebessége ezen a magasságon, az 50° alatti szélességi fokon körülbelül 100 ± 10 m/s, és retrográd szelek (valamint a bolygó forgási iránya is) [24] . A szélesség növekedésével a szelek gyorsan gyengülnek, és teljesen eltűnnek a sarkokon. Az ilyen erős szelek a felhők teteje közelében gyorsabban körvonalazzák a bolygót, mint ahogy maga a bolygó forog (ezt a jelenséget nevezik szuper- vagy szuperforgásnak a légkörben) [5] [20] . A Vénuszon a szuperforgás differenciális, vagyis az egyenlítői troposzféra lassabban forog, mint a középső szélességi troposzféra [24] . A szelek erős függőleges gradienssel is rendelkeznek: ahogy csökkennek, sebességük 3 m/s/km sebességgel csökken [5] . A Vénusz felszíne közelében a szél sokkal lassabb, mint a Földön, és csak néhány kilométer per óra (általában kevesebb, mint 2 m/s - átlagosan 0,3-1,0 m/s). A felszín közelében lévő légkör nagy sűrűsége miatt azonban ez elég ahhoz, hogy a víz lassú áramlásához hasonlóan a port és az apró köveket a teljes felületen elhordja [1] [26] .

Feltételezzük, hogy a Vénuszon minden szél végső soron konvekciónak köszönhető [5] . A forró levegő az egyenlítői zónában emelkedik fel, ahol a Nap által a legnagyobb felmelegedés figyelhető meg, és a pólusok felé halad. Az ilyen jelenséget Hadley sejtnek nevezik [5] . A meridionális (észak-déli) légmozgás azonban sokkal lassabb, mint a zónaszél. A Vénusz Hadley-sejtjének határa a ± 60°-os szélességi körök közelében található [5] . Itt a levegő ereszkedni kezd, és a felszín közelében visszatér az Egyenlítőhöz . Ezt a légmozgás hipotézist támasztja alá a szén-monoxid terjedése is , amely szintén a ± 60°-os szélességi körökben koncentrálódik [5] . A 60-70°-os szélességi körben hideg sarki gallérok találhatók [5] [12] . A szomszédos szélességi körök troposzféra felső rétegeinél 30-40 K-vel alacsonyabb hőmérséklet jellemzi őket [12] . Az alacsonyabb hőmérsékletet valószínűleg a bennük felszálló levegő és az adiabatikus lehűlés okozza [12] . Ezt az értelmezést támasztják alá a sűrűbb és magasabb felhők ezeken a területeken. A felhők 70-72 km magasságban vannak, ami 5 km-rel magasabb, mint a sarkokon és az alacsonyabb szélességeken [5] . Kapcsolat lehet a hideggallérok és a nagy sebességű közepes szélességi fúvókák között, amelyekben a szél sebessége eléri a 140 m/s-t. Az ilyen fúvókák a Hadley-keringés természetes következményei, és létezniük kell a Vénuszon az 55-60° szélességi körök között [24] .

A hideg poláris gallérok szabálytalan struktúrákat tartalmaznak, amelyeket poláris örvényeknek neveznek [5] . Ezek óriási hurrikánok , hasonlóak a szárazföldi viharokhoz, de négyszer nagyobbak. Minden örvénynek két " szeme " van - forgási központja, amelyeket különálló S-alakú felhőszerkezet köt össze. Az ilyen kettős szemszerkezeteket poláris dipólusoknak is nevezik [12] . Az örvények körülbelül 3 napos periódussal forognak a légkör általános szuperforgásának irányába [12] . Külső határaik közelében a lineáris szélsebesség eléri a 35-50 m/s-ot, és a központokban nullára csökken [12] . A poláris örvények felső felhőiben a hőmérséklet sokkal magasabb, mint a közeli sarki gallérokban, és eléri a 250 K-t (−23 °C) [12] . A poláris örvények általánosan elfogadott magyarázata az, hogy anticiklonokról van szó , amelyek középpontjában lefelé haladnak , hideg poláris örvényekben pedig felfelé áramlanak [5] . Ez a fajta keringés a téli sarki csúcsokra emlékeztet a Földön, különösen az Antarktisz felett . A megfigyelések azt mutatják, hogy a pólusok közelében megfigyelt anticiklon körforgás 50 km magasságig, azaz a felhők tövéig hatolhat [12] . A poláris felső troposzféra és mezoszféra rendkívül dinamikus – nagy fényes felhők órákon belül megjelenhetnek és eltűnhetnek. Az egyik ilyen eseményt a Venus Express szonda figyelte meg 2007. január 9. és 13. között, amikor a déli sarkvidék 30%-kal világosabb lett [24] . Ezt az eseményt valószínűleg a kén-dioxid mezoszférába való felszabadulása okozta , amely aztán lecsapódott, és fényes köd keletkezett [24] .

A Vénusz első örvényét az északi póluson a Pioneer Venera 1 űrszonda észlelte 1978-ban [27] . Hasonló, kettős szemű örvényt fedezett fel a déli póluson 2006-ban a Venera Express szonda [ 12 ] [28] .

Felső légkör és ionoszféra

A Vénusz mezoszférája 65 és 120 km közötti magasságban található. Ezután kezdődik a termoszféra , amely 220-350 km magasságban eléri a légkör felső határát ( exoszférát ) [19] .

A Vénusz mezoszférája két szintre osztható: alsó (62-73 km) és felső (73-95 km) szintre [ 19 ] . Az első rétegben a hőmérséklet szinte állandó, 230 K (−43 °C). Ez a szint egybeesik a felhők felső határával. A második szinten a hőmérséklet csökkenni kezd, 95 km-es magasságban 165 K-re (−108 °C) esik le. Ez a Vénusz légkörének nappali oldalán a leghidegebb hely [2] . Ezután kezdődik a mezopauza [19] , amely a mezoszféra és a termoszféra határvonala, és 95 és 120 km között helyezkedik el. A mezopauza nappali oldalán a hőmérséklet 300-400 K-re (27-127°C) emelkedik, a termoszférában uralkodó értékek [2] . Ezzel szemben a termoszféra éjszakai oldala a Vénusz leghidegebb helye, 100 K (−173 °C) hőmérsékleten. Néha krioszférának is nevezik [2] . 2015-ben a tudósok a Venera Express szondával termikus anomáliát rögzítettek a 90-100 kilométeres magassági tartományban - az átlaghőmérséklet itt 20-40 kelvinnel magasabb , és 220-224 kelvinnek felel meg. [29][ pontosítás ]

A Vénusz felső mezoszférájának és termoszférájának keringése nagyon eltér az alsó légkör keringésétől [2] . 90-150 km magasságban a Vénusz levegője a nappalról a bolygó éjszakai oldalára mozog, a megvilágított félteke felett felfelé, az éjszakai oldalon lefelé haladva . Az éjszakai félteke feletti lefelé áramlás adiabatikus légmelegítést okoz , ami 90–120 km magasságban meleg réteget hoz létre ezen a féltekén [2] , amelynek hőmérséklete körülbelül 230 K (−43 °C), ami jóval magasabb, mint az átlagos hőmérséklet. a termoszféra éjszakai részében rögzítették – 100 K (−173 °C) [2] . A nappali levegő oxigénatomokat is hordoz, amelyek rekombináció után gerjesztett molekulákat képeznek hosszú életű szingulett állapotban ( 1 Δ g ), amelyek aztán visszatérnek eredeti állapotukba, és 1,27 mikron hullámhosszúságú infravörös sugárzást bocsátanak ki. Ez a sugárzás 90-100 km magasságban gyakran megfigyelhető a Földről és az űrhajókról [30] . A Vénusz felső mezoszférájának éjszakai oldala és termoszférája szintén a CO 2 és NO molekulák infravörös emissziójának forrása , ami nem felel meg a helyi termodinamikai egyensúlynak , és felelős a termoszféra éjszakai oldalának alacsony hőmérsékletéért [30] .

A Venus Express szonda csillagfogyatkozásokat használva kimutatta, hogy a légköri köd sokkal magasabbra nyúlik az éjszakai oldalon, mint a nappali oldalon. A nappali oldalon a felhőréteg 20 km vastag és körülbelül 65 km-ig terjed, míg az éjszakai oldalon a felhőréteg sűrű köd formájában eléri a 90 km magasságot és behatol a mezoszférába és még magasabbra ( 105 km), már átlátszó ködként [22] .

A Vénusz megnyúlt ionoszférával rendelkezik, amely 120-300 km magasságban található, és majdnem egybeesik a termoszférával [19] . Magas szintű ionizáció csak a bolygó nappali oldalán marad fenn. Az éjszakai oldalon az elektronkoncentráció közel nulla [19] . A Vénusz ionoszférája három rétegből áll: 120-130 km, 140-160 km és 200-250 km [19] . A 180 km-es körzetben további réteg is lehet. A maximális elektronsűrűséget (az egységnyi térfogatra jutó elektronok száma) 3⋅10 11  m −3 a második rétegben érjük el a nap alatti pont közelében [19] . Az ionoszféra felső határa, az ionopausa  220-375 km magasságban található [31] [32] . Az első és második réteg fő ionjai O 2 + ionok , míg a harmadik réteg O ionokból áll+ [19] . A megfigyelések szerint az ionoszférikus plazma mozgásban van, a nappali oldalon a szoláris fotoionizáció, az éjszakai oldalon pedig az ionrekombináció az a folyamat, amely elsősorban a plazma megfigyelt sebességre való felgyorsításáért felelős. A plazmaáramlás látszólag elegendő az éjszakai oldalon megfigyelt ionkoncentráció fenntartásához [33] .

A Venus Express orbitális szonda fedélzetén működő ultraibolya spektrométer adatainak köszönhetően a csillagászok ózonréteget fedeztek fel a felső felhőrétegben a bolygó mérsékelt és sarki régiói felett 70 km-es magasságban (a szélesség 50°-tól és fent) [34] [35] .

Indukált magnetoszféra

A Vénusznak nincs mágneses tere [31] [32] . Hiányának oka nem világos, de valószínűleg a bolygó lassú forgásával vagy a köpeny konvekciójának hiányával hozható összefüggésbe . A Vénusznak csak egy indukált magnetoszférája van , amelyet ionizált napszél -részecskék alkotnak [31] . Ez a folyamat egy akadály - jelen esetben a Vénusz - körül áramló erővonalakként ábrázolható. A Vénusz indukált magnetoszférájának lökéshulláma, magnetoszférája, magnetopauzája és magnetoszférikus farka van áramlappal [31] [32] .

A nap alatti pontban a lökéshullám 1900 km magasságban van (0,3 R v , ahol R v  a Vénusz sugara). Ezt a távolságot 2007-ben mérték a naptevékenység minimumának közelében [32] . A maximum közelében ez a magasság akár többszöröse is lehet [31] . A magnetopauza 300 km-es magasságban található [32] . Az ionoszféra felső határa ( ionopauza ) közel 250 km-re található. A magnetopauza és az ionopauza között van egy mágneses gát - a mágneses mező helyi erősödése, amely nem engedi, hogy a napplazma mélyen behatoljon a Vénusz légkörébe, legalábbis a naptevékenység minimumának közelében . A mágneses tér értéke a gátban eléri a 40 nT -t [32] . A magnetoszféra farka a bolygó tíz sugaráig terjed. Ez a vénuszi magnetoszféra legaktívabb része - itt megy végbe a térvonalak visszakapcsolása és a részecskegyorsulás. Az elektronok és az ionok energiája a mágnesfarokban körülbelül 100 eV , illetve 1000 eV [36] .

A Vénusz saját mágneses mezejének hiánya miatt a napszél mélyen behatol az exoszférájába, ami ezt követően jelentős vízveszteséghez vezet a légkörből [37] . A veszteségek főként a mágnesfarok révén jelentkeznek. Jelenleg a légkört elhagyó ionok fő típusai az O + , H + és He + . A hidrogénionok oxigénhez viszonyított aránya körülbelül 2 (azaz majdnem sztöchiometrikus ), azaz folyamatos vízveszteséget jelez [36] .

Felhők

A Vénusz felhői meglehetősen sűrűek, kén-dioxidból és kénsavcseppekből állnak [38] . A beeső napfény mintegy 75%-át visszaverik [39] , és elrejtik a bolygó felszínét, megakadályozva annak megfigyelését [1] . A felhők nagy reflexiós képessége miatt egy napelemes szonda a róluk visszaverődő fényt is felhasználhatná, és így minden irányból megvilágítást kaphatna. Ez nagyban leegyszerűsítheti a napelemek tervezését és használatát [40] .

A felhőtakaró vastagsága olyan, hogy a napfénynek csak elenyésző része éri el a felszínt, és míg a Nap a zenitjén van, a megvilágítási szint mindössze 1000-3000 lux [41] . Összehasonlításképpen a Földön felhős napon a megvilágítás 1000 lux, tiszta napsütéses napon pedig árnyékban - 10-25 ezer lux [42] . Ezért a Vénusz felszínén a napenergiát szondák aligha tudják hasznosítani. A felület páratartalma kevesebb, mint 0,1% [43] . A felhők nagy sűrűsége és visszaverő képessége miatt a bolygó által kapott teljes napenergia kevesebb, mint a Földé.

A kénsav a légkör felső rétegeiben képződik a Nap szén-dioxidra , kén-dioxidra és vízgőzre gyakorolt ​​fotokémiai hatására. Az ultraibolya fény 169 nm-nél kisebb hullámhosszú fotonjai a szén-dioxidot szén-monoxiddá és atomi oxigénné fotodisszociálhatják. Az atomi oxigén nagyon reakcióképes, és amikor a Vénusz atmoszférájának egyik mikrokomponensével, a kén-dioxiddal reagál, kén- dioxid képződik , amely a légkör másik mikrokomponensével, a vízgőzzel kapcsolódhat. Ezek a reakciók kénsavat termelnek :

A Vénusz savas esője soha nem éri el a bolygó felszínét, hanem elpárolog a hőtől, és kialakul a virga [44] néven ismert jelenség . Feltételezik, hogy a kén vulkáni tevékenység eredményeként került a légkörbe , és a magas hőmérséklet megakadályozta, hogy a kén szilárd vegyületekké kötődjön a felszínen, akárcsak a Földön [21] .

A Vénusz felhői ugyanúgy képesek villámlást kelteni, mint a földi felhők [45] . Az optikai tartományban feltehetően villámlást jelentő felvillanásokat a Venera-9 és -10 állomások, valamint a Vega-1 és -2 ballonszondák rögzítették ; Az elektromágneses tér és a rádióimpulzusok anomális, szintén valószínűleg villámcsapás által okozott felerősítését a Pioneer-Venus AIS, valamint a Venera-11 és -12 leszállóegységek észlelték [ 25] :176, 219 . 2006-ban pedig a Venera Express készülék helikonokat fedezett fel a Vénusz légkörében , amelyeket villámlás eredményeként értelmeztek. Kitöréseik szabálytalansága az időjárási tevékenység természetére emlékeztet. A villámlás intenzitása legalább a fele a földinek [45] . A Vénusz villáma abból a szempontból figyelemre méltó, hogy a Jupiter, a Szaturnusz és (a legtöbb esetben) a Föld villámaival ellentétben nem vízfelhőkhöz kapcsolódnak. Kénsavfelhőkben keletkeznek [46] .

2009-ben egy amatőr csillagász fényes foltot vett észre a légkörben, amelyet ezt követően a Venera Express űrszonda fényképezett le. Megjelenésének okai ismeretlenek; talán a vulkánok tevékenységéhez kapcsolódnak [47] .

Az élet jelenléte

A bolygó felszínén uralkodó zord körülmények miatt a Vénuszon élet létezése valószínűtlennek tűnik. De a Földön vannak olyan organizmusok, amelyek szélsőséges körülmények között élnek ( extremofilek ), ami azt jelzi, hogy ilyen szervezetek élnek a Naprendszer második bolygóján . A termofilek és a hipertermofilek a víz forráspontjához közelítő hőmérsékleten fejlődnek, az acidofilek 3-as vagy annál alacsonyabb pH -értéken élnek , a poliextremofilek különféle kedvezőtlen körülményeknek is ellenállnak. Rajtuk kívül sok más típusú extremofil is jelen van a Földön [48] .

Élet azonban létezhet olyan helyeken is, ahol kevésbé szélsőséges körülmények vannak, mint a felszínen, például felhőkben. Van egy feltételezés az életformák jelenlétéről, hasonlóan a Föld felhőiben található baktériumokhoz [49] . A sűrű, felhős atmoszférában élő mikrobákat a levegőben lévő kénvegyületek védhetik a napsugárzástól [48] .

A Venera, Pioneer-Venus és Magellan szondák adatainak elemzése eredményeként a hidrogén -szulfid (H 2 S) és a kén-dioxid (SO 2 ), valamint a karbonil-szulfid (O=C=S ). Az első két gáz reagál egymással, ami azt jelenti, hogy állandó forrásnak kell lennie ezeknek a gázoknak. Ezenkívül a karbonil-szulfid figyelemre méltó, hogy nehéz csak szervetlen módon reprodukálni. Hatékony katalizátoroknak köszönhető , amelyek nagy mennyiségű, különböző kémiai összetételű anyagot igényelnek. A Földön az ilyen katalizátorok a mikroorganizmusok [50] . Emellett gyakran figyelmen kívül hagyják azt a tényt, hogy a Venera-12 leszállóegység klór jelenlétét észlelte 45-60 km-es magasságban [25] :80 , míg a Vega-1 és -2 ballonszondák ezt erősítették meg [25] : 219 [ 51][ pontosítás ] . Felmerült, hogy a mikroorganizmusok ezen a szinten képesek elnyelni a Nap ultraibolya fényét, energiaforrásként használva azt. Ez magyarázhatja a bolygó ultraibolya képén látható sötét foltokat [52] . Nagy, nem gömb alakú részecskéket is találtak a Vénusz felhőiben. Összetételük máig ismeretlen [48] .

Evolúció

A felhőszerkezetre és a felszíni geológiára vonatkozó adatok , valamint az az elméleti megállapítás, miszerint a Nap fényessége 25%-kal nőtt az elmúlt 3,8 milliárd év során [53] , azt mutatják, hogy 4 milliárd évvel ezelőtt a Vénusz légköre inkább a Földhöz hasonlított. A bolygó felszíne folyékony víz volt. A megállíthatatlan üvegházhatást a felszíni vizek elpárolgása és az ezzel járó üvegházhatású gázok emelkedése okozhatta . Ezért a Vénusz légköre a Föld éghajlatváltozási problémáival foglalkozó tudósok kiemelt figyelmének tárgya [13] .

A Vénusz felszínén nincsenek olyan részletek, amelyek a múltban víz jelenlétére utalnának. De a bolygó modern felszínének kora nem haladja meg a 600-700 millió évet, és nem mond semmit az ősi időkről. Ráadásul nincs okunk azt hinni, hogy a Vénuszt ne érintették volna azok a folyamatok, amelyek a Földet vízzel látták el (a víz tartalmazhatja a bolygókat alkotó anyagot és (vagy) üstökösöket hozhatott . Általános becslések szerint a víz körülbelül 600 millió évig létezhet a felszínen a párolgás előtt, de egyes tudósok, például David Grinspoon asztrobiológus úgy vélik, hogy ez az idő akár 2 milliárd évig is eltarthat [54] .

Megfigyelések és mérések a Földről

1761. június 6-án, amikor a Vénusz áthaladt a Napkorongon, Mihail Lomonoszov orosz tudós felhívta a figyelmet arra a tényre, hogy amikor a Vénusz érintkezésbe került a Napkoronggal, „a hajszál vékony fénye” jelent meg. a bolygó körül. A Vénusz napkorongról való leereszkedése során a bolygó Napon kívüli része körül világos glória - "pattanás" volt megfigyelhető. MV Lomonoszov helyes tudományos magyarázatot adott erre a jelenségre, úgy vélte, hogy ez a Vénusz légkörében lévő napsugarak törésének eredménye [55] [56] .

Rupert Wildt 1940-ben kiszámította, hogy a Vénusz légkörében lévő CO 2 mennyisége elegendő ahhoz, hogy a felszíni hőmérsékletet a víz forráspontja fölé emelje [57] . Ezt a feltevést megerősítette a Mariner 2 szonda , amely 1962-ben radiometrikus hőmérsékletméréseket végzett. És 1967-ben a szovjet " Vénusz-4 " eszköz megerősítette, hogy a légkör főként szén-dioxidból áll [57] .

A Vénusz felső légkörét a Földről azokban a ritka esetekben lehet felfedezni, amikor a bolygó áthalad a Nap korongján. Az utolsó ilyen eseményre 2012-ben került sor. Kvantitatív spektroszkópia segítségével a tudósok elemezni tudták a bolygó légkörén áthaladó napfényt, hogy kimutathassák a benne lévő vegyi anyagokat. Ezt a módszert alkalmazzák az exobolygókra is ; az első eredményeket 2001-ben adta [58] . A 2004-es áthaladás lehetővé tette a csillagászok számára, hogy sok olyan adatot gyűjtsenek, amelyek nemcsak a Vénusz felső légkörének összetételének meghatározásához, hanem az exobolygók kutatásában használt módszerek javításához is hasznosak voltak. Az elsősorban szén-dioxidból álló atmoszféra elnyeli a közeli infravörös sugárzást , láthatóvá téve ezzel a módszerrel. A 2004-es év elteltével a napsugárzás abszorpciójának mérései kimutatták a gázok tulajdonságait ezen a magasságon. A spektrumvonalak Doppler-eltolása lehetővé tette a szelek jellemzőinek mérését [59] .

A Vénusz áthaladása a Nap korongján rendkívül ritka esemény. Utoljára 2012-ben, előtte - 2004-ben és 1882-ben, legközelebb pedig csak 2117-ben [59] .

További kutatások

2006 és 2014 között a bolygót a Venera-Express orbiter kutatta infravörös spektroszkópia segítségével az 1-5 µm-es spektrális tartományban [5] . 2010 májusában felbocsátották a Japán Repülési Ügynökség Akatsuki szondáját , amelynek célja a bolygó két éven keresztüli tanulmányozása, beleértve a légkör szerkezetének és tevékenységének tanulmányozását. A Vénusz körüli pályára állás a megbeszélt időpontban (2010 decemberében) kudarccal végződött, de ez 5 év után megtörtént.

A New Frontiers program részeként javasolt Venus In-Situ Explorer szonda várhatóan keringő, léggömb és leszállóegység segítségével fedezi fel a Vénuszt. A szonda által gyűjtött adatok betekintést nyújthatnak a bolygón zajló folyamatokba, amelyek klímaváltozáshoz vezettek, valamint felkészülhetnek a következő küldetésre, hogy mintát hozzanak a bolygóról [60] .

Egy másik küldetést, a "Venus Mobile Explorer"-t a Venus Exploration Analysis Group (VEXAG) javasolta az összetétel tanulmányozására, valamint a felszín és a légkör izotópelemzésére . Az indulás dátuma még nincs meghatározva [61] .

A Szövetségi Űrprogram részeként Oroszország 2029-ben vagy 2031 -ben tervezi a Venera-D űrszondát a Vénuszra indítani [62] , amelynek feladatai közé tartozik a légkör vizsgálata is. Különösen olyan tanulmányok elvégzését tervezik, amelyek meghatározzák:

• hőmérséklet, nyomás, hőáramlás, szélsebesség profilok;
• a felhők szerkezete, összetétele és mikrofizikai paraméterei;
• a légkör kémiai összetétele, beleértve az inert gázokat is, valamint az izotóp-összetétel;
• az ionoszféra, exoszféra, magnetoszféra szerkezete;
• a légköri komponensek veszteségének mértéke [63] .

Amikor a Vénusz felszínén nagyon kedvezőtlennek találták a körülményeket, a tudósok figyelmüket más célpontokra, például a Marsra fordították . Ennek ellenére sok küldetést küldtek a Vénuszra, és ezek egy része a kevéssé tanulmányozott felső légkört célozta meg. A szovjet Vega program keretében 1985-ben két ballonszondát dobtak le, amelyek 46 óra 30 percig sodródtak a Vénusz légkörében, és a rájuk telepített tudományos műszerek továbbították az összegyűjtött információkat a Földre. Akkumulátorral működtek, és leálltak, amikor az elemek lemerültek [64] . Azóta a felső légkör vizsgálatát nem végezték el. 2002-ben a NASA alvállalkozója,  a Global Aerospace olyan hőlégballont javasolt, amely több száz földi napig maradhat a felső légkörben [65] .

Hőlégballon helyett napenergiával működő repülőgépet javasolt Jeffrey A. Landis [20] , és ez az ötlet a 2000-es évek eleje óta szórványosan megjelent a szakirodalomban. A Vénusz albedója magas , és a napfény nagy részét visszaveri, ami miatt a felület megvilágítása alacsony. De 60 km-es magasságban a felhőkről visszaverődő (alulról jövő) fény intenzitása csak 10%-kal kisebb, mint a közvetlenül a Napból érkező fény intenzitása. Így a jármű tetején és alján lévő napelemek közel azonos hatékonysággal használhatók [40] . Ez a körülmény, valamint a napenergia kimeríthetetlensége, a valamivel kisebb gravitáció , a magas légnyomás és a bolygó lassú forgása alkalmassá teszi a légkör ezen rétegét egy kutatóberendezés elhelyezésére. A javasolt repülőgép olyan magasságban teljesítene a legjobban, ahol a napfény, a légnyomás és a szél sebessége lehetővé tenné, hogy folyamatosan a levegőben maradjon, néha néhány órán keresztül kis mértékben csökken. Mivel ezen a magasságon a felhőkben lévő kénsav nem jelent veszélyt a védett járművekre, ez az úgynevezett "napelemes repülőgép" korlátlanul mérhet 45 és 60 km közötti távolságot, amíg az előre nem látható problémák ki nem teszik a működését. Landis azt is javasolta, hogy a bolygó felszínét a Spirithez és az Opportunityhoz hasonló roverekkel fedezzék fel , de azzal a különbséggel, hogy a Vénusz-járókat a járművön a légkörben elhelyezett számítógépek irányítanák [66] .

Lásd még

• A Merkúr légköre
• Föld légköre
• A Hold légköre
• A Mars légköre
• A Jupiter légköre
• A Titán atmoszférája

Jegyzetek

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. A Vénusz felszíne   // Rep . Prog. Phys. : folyóirat. - 2003. - 1. évf. 66 , sz. 10 . - P. 1699-1734 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R04 . - Iránykód .  (nem elérhető link)
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; et al. Meleg réteg a Vénusz krioszférájában és a HF, HCl, H 2 O és HDO  nagy magasságú mérései //  Nature : Journal. - 2007. - Vol. 450 , sz. 7170 . - P. 646-649 . - doi : 10.1038/nature05974 . — . — PMID 18046397 .
3. ↑ 1 2 3 4 Taylor FW, Hunten DM Venus: atmoszféra // Encyclopedia of the Solar System / T. Spohn, D. Breuer, T. Johnson. - 3. - Elsevier, 2014. - P. 305–322. — 1336 p. — ISBN 9780124160347 .
4. ↑ Shalygin E. A Vénusz felszínének és alsó légkörének tanulmányozása VMC-képek segítségével . - Berlin, 2013. - P. 9. - 127 p. — 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, Dmitrij V.; Taylor, Fredric V.; Witasse, Oliver. A Vénusz, mint a Földhöz hasonlóbb bolygó  (angol)  // Természet. - 2007. - Vol. 450 , sz. 7170 . - P. 629-632 . - doi : 10.1038/nature06432 . — . — PMID 18046393 .
6. ↑ Vénusz  - cikk a TSB -ben
7. ↑ A Vénusz „szuperotációs” szeleinek megértése . Letöltve: 2017. szeptember 16. Az eredetiből archiválva : 2017. szeptember 17.. (határozatlan)
8. ↑ A szél természete: Super Rotation . Letöltve: 2017. szeptember 16. Az eredetiből archiválva : 2017. szeptember 17.. (határozatlan)
9. ↑ Felfedték a Vénusz titokzatos éjszakai oldalát . Archivált 2020. augusztus 11., a Wayback Machine , 2017. szeptember 16.
10. ↑ A Vénusz éjszakai oldalának megfigyelései lehetővé teszik a bolygó légkörének mélyebb megértését. Archiválva : 2017. szeptember 17.
11. ↑ Dennis Normile. Küldetés a Vénusz furcsa szeleinek szondázására és a szoláris vitorlák meghajtásának tesztelésére  (angol)  // Science : Journal. - 2010. - május 7. ( 328. évf. , 5979. sz.). - 677. o . - doi : 10.1126/tudomány.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. A Vénuszon az északi sark közelében lévőkhöz hasonló déli-sarki jellemzők  //  Nature: Journal. - 2007. - Vol. 450 , sz. 7170 . - P. 637-640 . - doi : 10.1038/nature06209 . - . — PMID 18046395 .
13. ↑ 12 Kasting , JF; J. Runaway and moist üvegházhatású légkör és a Föld és a Vénusz evolúciója  (angolul)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 1988. - Vol. 74 , sz. 3 . - P. 472-494 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90116-9 . - Iránykód . — PMID 11538226 .
14. ↑ Mennyire meleg a Vénusz? (2006. május). Az eredetiből archiválva : 2012. január 31. (határozatlan)
15. ↑ 1 2 Landis, Geoffrey A. A Vénusz kolonizációja  // AIP Conf. Proc.. - 2003. - T. 654 , 1. sz . - S. 1193-1198 . - doi : 10.1063/1.1541418 . - .
16. ↑ A Vénusz felhői és légköre . Institut de mécanique celeste et de calcul des éphémérides. Az eredetiből archiválva : 2012. január 31. (határozatlan)
17. ↑ Lovelock, James. Gaia: A New Look at Life on Earth  (angol) . - Oxford University Press , 1979. - ISBN 0-19-286218-9 .
18. ↑ Krasnopolsky VA, Belyaev DA, Gordon IE, Li G., Rothman LS Observations of D/H ratios in H 2 O, HCl, and HF on Venus and new DCl and DF line strongs  (angol)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2013. — 20. évf. 224 , sz. 1 . - 57-65 . o . - doi : 10.1016/j.icarus.2013.02.010 . — Iránykód .
19. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Patzold, M.; Hausler, B.; Madár, M.K.; et al. A Vénusz középső légkörének és ionoszférájának szerkezete  (angol)  // Nature : Journal. - 2007. - Vol. 450 , sz. 7170 . - P. 657-660 . - doi : 10.1038/nature06239 . - . — PMID 18046400 .
20. ↑ 1 2 3 4 Landis, Geoffrey A.; Colozza, Anthony; és LaMarre, Christopher M (2002. június). „Atmoszférikus repülés a Vénuszon” (PDF) . Eljárások . 40. Aerospace Sciences Meeting and Exhibit az Amerikai Repülési és Asztronautikai Intézet támogatásával. Reno, Nevada, 2002. január 14–17. pp. IAC-02-Q.4.2.03, AIAA-2002-0819, AIAA0. Archivált az eredetiből (PDF) ekkor: 2004-11-03 . Letöltve: 2011-04-21 . Elavult használt paraméter |coauthors=( súgó ) Archivált : 2011. október 16. a Wayback Machine -nél
21. ↑ 1 2 Carl R. (Rúd) Nave. A Vénusz környezete . Fizikai és Csillagászati ​​Tanszék, Georgia Állami Egyetem. Az eredetiből archiválva : 2012. január 31. (határozatlan)
22. ↑ 1 2 Repülés a felhős világ felett – tudományos frissítések a Venus Expresstől . Vénusz ma (2006. július 12.). Archiválva az eredetiből 2016. február 25-én. (határozatlan)
23. ↑ A Vénusz légkörének hőmérsékleti és nyomásprofiljai . Shade Tree fizika. Az eredetiből archiválva : 2012. január 31. (határozatlan)
24. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Markiewicz, WJ; Titov, DV; Limaye, S.S.; et al. A Vénusz felső felhőrétegének morfológiája és dinamikája  (angol)  // Nature : Journal. - 2007. - Vol. 450 , sz. 7170 . - P. 633-636 . - doi : 10.1038/nature06320 . - . — PMID 18046394 .
25. ↑ 1 2 3 4 Kondratiev K.Ya. , Krupenio N.N., Selivanov A.S. Vénusz bolygó. - L .: Gidrometeoizdat , 1987. - 276 p.
26. ↑ Moshkin, B.E.; Ekonomov, AP, Golovin Iu.M. Por a Vénusz felszínén // Kosmicheskie Issledovaniia (Kozmikus kutatás). - 1979. - T. 17 . - S. 280-285 . — .
27. ↑ Emily Lakdawalla . Az első Vénusz Expressz VIRTIS képek Peel Away the Planet's Clouds (2006. április 14.). Az eredetiből archiválva : 2012. január 31. (határozatlan)
28. ↑ Kettős örvény a Vénusz déli sarkán! . Európai Űrügynökség (2006. június 27.). Az eredetiből archiválva : 2012. január 31. (határozatlan)
29. ↑ Titokzatos meleg réteget fedeztek fel a Vénusz légkörében | RosRegister archiválva : 2015. augusztus 21. a Wayback Machine -nél
30. ↑ 1 2 Drossart, P.; Piccioni, G.; Gerard, G. C.; et al. A Vénusz dinamikus felső légköre, ahogy a VIRTIS feltárta a Venus Expressen  (angol)  // Nature: Journal. - 2007. - Vol. 450 , sz. 7170 . - P. 641-645 . - doi : 10.1038/nature06140 . — . — PMID 18046396 .
31. ↑ 1 2 3 4 5 Russell, CT Planetary Magnetospheres   // Rep . Prog. Phys. : folyóirat. - 1993. - 1. évf. 56 , sz. 6 . - P. 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. Kevés napszél, vagy egyáltalán nem lép be a Vénusz légkörébe a szoláris minimumon  //  Nature: Journal. - 2007. - Vol. 450 , sz. 7170 . - P. 654-656 . - doi : 10.1038/nature06026 . — . — PMID 18046399 .
33. ↑ Fehér, RC; McCormick, PT; Merritt, David; Thompson, KW et al. Dynamics of the Venus ionosphere: A two-dimensional model study  (angol)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 1984. - November ( 60. kötet , 2. szám ). - P. 317-326 . - doi : 10.1016/0019-1035(84)90192-1 . - Iránykód .
34. ↑ A felhő felső ózonjának felfedezése a Vénuszon . Letöltve: 2018. november 27. Az eredetiből archiválva : 2019. május 31. (határozatlan)
35. ↑ Ózonréteget fedeztek fel a Vénuszon Archiválva : 2018. november 28. a Wayback Machine -nél , 2018. november 27.
36. ↑ 1 2 Barabash, S.; Fedorov, A.; Sauvaud, JJ; et al. Az ionok elvesztése a Vénuszról a plazma nyomán  (angol)  // Nature: Journal. - 2007. - Vol. 450 , sz. 7170 . - P. 650-653 . - doi : 10.1038/nature06434 . — . — PMID 18046398 .
37. ↑ 2004 Venus Transit információs oldal , Vénusz, Föld és Mars, NASA
38. ↑ Krasznopolszkij, V.A.; Parshev VA A Vénusz légkörének kémiai összetétele  (angol)  // Természet. - 1981. - 1. évf. 292 , sz. 5824 . - P. 610-613 . - doi : 10.1038/292610a0 . — .
39. ↑ Ez a gömb alakú albedó. Geometriai albedó 85%.
40. ↑ 1 2 Landis, Geoffrey A. A Vénusz felfedezése szoláris repülőgéppel  // AIP Conference Proceedings. - American Institute of Physics, 2001. - T. 522 . - S. 16-18 . - doi : 10.1063/1.1357898 . - Iránykód . Az eredetiből archiválva : 2016. március 1.
41. ↑ Venera-8 (elérhetetlen link) . nevét viselő Tudományos-Produkciós Egyesület. S.A. Lavochkin. Letöltve: 2011. május 31. Az eredetiből archiválva : 2012. január 11.. (határozatlan) 
42. ↑ Schlyter Pál. Radiometria és fotometria a csillagászatban GYIK Archiválva : 2018. október 17., a Wayback Machine -ben (2006)
43. ↑ Koehler, HW A Venera 13 és 14 Vénusz szondák eredményei // Sterne und Weltraum. - 1982. - T. 21 . - S. 282 . - Iránykód .
44. ↑ Vénusz bolygó: A Föld „gonosz ikertestvére” , BBC News (2005. november 7.). Archiválva az eredetiből 2009. július 18-án. Letöltve: 2011. április 21.
45. ↑ 1 2 Russell, CT; Zhang, T. L.; Delva, M.; et al. Villám a Vénuszon az ionoszféra whistler üzemmódú hullámaiból következtetve  (angol)  // Nature : Journal. - 2007. - Vol. 450 , sz. 7170 . - P. 661-662 . - doi : 10.1038/nature05930 . — . — PMID 18046401 .
46. ↑ A NASA tudósa megerősítette a Vénusz fényshowját . Letöltve: 2011. június 4. Az eredetiből archiválva : 2015. december 7. (határozatlan)
47. ↑ A szakértők értetlenül állnak a Venus , a BBC News című műsorában (2009. augusztus 1.). Az eredetiből archiválva : 2019. július 1. Letöltve: 2011. április 21.
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 . - Iránykód .
49. ↑ Landis, Geoffrey A. Astrobiology: the Case for Venus  // J. of the British Interplanetary Society. - 2003. - T. 56 , 7/8 . - S. 250-254 . - Iránykód . Az eredetiből archiválva : 2006. október 9. Archivált másolat (nem elérhető link) . Letöltve: 2016. március 5. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 7.. (határozatlan) 
50. ↑ Leonard David, Life Zone on Venus Possible  (a link nem érhető el) [online]. Space.com, 2003.02.11.
51. ↑ Grinspoon, David. Kiderült a Vénusz: Új kinézet titokzatos ikerbolygónk  felhői alatt . - Reading, Mass.: Addison-Wesley Pub., 1998. - ISBN 978-0201328394 .
52. ↑ A Vénusz az élet menedékhelye lehet , ABC News (2002. szeptember 28.). Az eredetiből archiválva : 2009. augusztus 14. Letöltve: 2011. április 21.
53. ↑ Newman, MJ; Rood, RT A napfejlődés hatása a Föld korai légkörére  (angol)  // Science : Journal. - 1977. - 1. évf. 198. sz . 4321 . - P. 1035-1037 . - doi : 10.1126/tudomány.198.4321.1035 . - Irodai . — PMID 17779689 .
54. ↑ Henry Bortman. Vénusz élt? A jelek valószínűleg ott vannak . Asztrobiológiai Magazin (2004. augusztus 26.). Az eredetiből archiválva: 2016. március 4. (határozatlan)
55. ↑ Mihail Vasziljevics Lomonoszov. Válogatott művek 2 kötetben. M.: Tudomány. 1986
56. ↑ Silcev V. A Vénusz légkörének 1761-es felfedezése: Lomonoszov és mások  //  Journal of Astronomical History and Heritage : folyóirat. - 2014. - Kt. 17 , sz. 1 . - P. 85-112 . — Iránykód . Az eredetiből archiválva: 2014. december 7.
57. ↑ 1 2 Weart, Spencer, The Discovery of Global Warming Archiválva : 2012. május 7. , " Venus & Mars Archivált : 2012. május 7. 2008. június
58. ↑ Robert Roy Britt. A Naprendszeren kívüli bolygó légkörének első észlelése (a link nem érhető el) . Space.com (2001. november 27.). Az eredetiből archiválva : 2008. május 11. (határozatlan) 
59. ↑ 1 2 NCAR Scientist a Vénusz atmoszférájának megtekintésére átvonulás közben, vízgőz keresése a távoli bolygón . Nemzeti Légkörkutatási Központ és UCAR Programiroda (2004. június 3.). Az eredetiből archiválva : 2012. január 31. (határozatlan)
60. ↑ New Frontiers program – Program leírása . NASA. Az eredetiből archiválva : 2012. január 31. (határozatlan)
61. ↑ Venus Mobile Explorer - Leírás . NASA. Az eredetiből archiválva : 2012. január 31. (határozatlan)
62. ↑ Kotlyar Pavel. "Gyakorlatilag az egész Vénusz elérhető lesz számunkra . " Gazeta.Ru (2022. május 17.). Letöltve: 2022. június 4. (Orosz)
63. ↑ "VENERA-D" projekt - Oroszország Szövetségi Űrprogramja . Űrkutatási Intézet. Az eredetiből archiválva : 2012. január 31. (határozatlan)
64. ↑ Perminov V. Léggömbök a Vénusz egén. Az AMS "Vega" repülésének 20. évfordulójára  // Kozmonautikai hírek: folyóirat. - 2005. - augusztus ( 16. évf. , 8. szám (271) ). - S. 60-63 . — ISSN 1561-1078 . (Orosz)
65. ↑ Myers, Robert . Robotballonszonda átütheti Venus halálos felhőit , SPACE.com (2002. november 13.). Az eredetiből archiválva : 2012. március 21. Letöltve: 2011. március 23.
66. ↑ Landis, Geoffrey A. A Vénusz felszínének és légkörének robotikus kutatása  // Acta Astronautica  : folyóirat  . - 2006. - Vol. 59 , sz. 7 . - P. 570-579 . - doi : 10.1016/j.actaastro.2006.04.011 . - .

Irodalom

• Zasova L. V., Moroz V. I., Linkin V. M., Khatuntsev I. V., Maiorov B. S. A vénuszi légkör szerkezete a felszíntől 100 km magasságig  // Kozmikus kutatás. - 2006. - 44. sz . - S. 381-400 . (Orosz)
• Zasova L. V., Shrenkuh D., Moroz V. I. Infravörös kísérlet az AMS "Venera-15" és "Venera-16"-on Néhány következtetés a felhők szerkezetéről a II spektrumok elemzése alapján  // Space Research. - 1985. - 23. sz . - S. 221-235 . (Orosz)
• Shpenkuh D., Zasova L. V., Shefer K., Ustinov E. A., Deler V. I. A hőmérsékleti profil rekonstrukciójának előzetes eredményei  // Space Research. - 1985. - 23. sz . - S. 206-220 . (Orosz)

Linkek

• A Venera Express szonda fő küldetésének eredményei oroszul
• A Vénusz légkörének jellemzői: a Venus Express küldetés első szakaszának eredményei
• A. Kukarin, I. Nesterenko, Yu. Petrunin, V. Siltsev, Lomonoszov felfedezése a Vénusz légköréről: az esemény kísérleti rekonstrukciója a Vénusz napkorongon való áthaladása során 2012-ben, ősi refraktorok segítségével

Bibliográfiai katalógusokban	J9U : 987007536685405171 LCCN : sh85142769

Vénusz
Földrajz	Légkör Geológia Ionoszféra Térképészet Éghajlat általános kifejezések Arachnoidák Barázdák koronák A hegyek Ridges föld kanyonok Kupolák vonalak Területek Patera Fennsík Síkság tesserae dombok párkányok Nagy dombormű részletek Parngue kanyonjai Ishtar földje Aphrodité földje A Snow Maiden síksága Maxwell hegyek Mermaid Plain Sedna síksága Guinevere síksága Lakshmi fennsík Aino Plain Loukhi-síkság Maat hegy Alfa régió Béta régió Metis régió Mnemosyne régió Phoebe régió Eistla régió A legnagyobb kráterek középső Isabel Meitner Klenova Kleopátra
Tanulmány	Mesterséges tárgyak a Vénuszon Vénusz program " Pionír-Vénusz-1 " " Vega " " Magellán " " Vénusz expressz "
Egyéb	A Vénusz áthaladása a Nap korongján 2004 2012 A Vénusz pályáját keresztező aszteroidák Terraformáló Vénusz Élet a Vénuszon Vénusz holdjai A Vénusz fázisai Vénusz hó
A mitológiában	Aurvandil Vecsernitsa Esthajnalcsillag Dennitsa Foszfor és Eoszfor
A kultúrában	Könyvek a Vénuszról Filmek a Vénuszról
Kategória: Vénusz "Csillagászat" portál

Naprendszer
Központi csillag és bolygók	Nap Higany Vénusz föld Mars Jupiter Szaturnusz Uránusz Neptun
törpebolygók	Ceres Plútó Haumea Makemake Eris Jelöltek Sedna Orc Quaoar Gun-gun 2002 MS 4
Nagy műholdak	Ganymedes Titán Callisto És róla Hold Európa Triton Titánia Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Sellő
Műholdak / gyűrűk	Föld / ∅ Mars Jupiter / ∅ Szaturnusz / ∅ Uránusz / ∅ Neptunusz / ∅ Plútó / ∅ Haumea Makemake Eris Jelöltek kardszárnyú delfin quawara
Elsőként felfedezett aszteroidák	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flóra (9) Metis (10) Hygiea (11) Parthenope
Kis testek	meteoroidok aszteroidák / műholdaik földközeli fő öv trójai kentaurok transzneptunikus Kuiper öv plutino cubewano szétszórt lemez damokloidok üstökösök Oort felhő
mesterséges tárgyak	mesterséges földi műholdak bolygóközi űrhajó
Hipotetikus tárgyak	Vulkánok és vulkanoidok a Merkúr műhold a Vénusz műholdait a Föld többi műholdja ellenföld Kilences bolygó , Tyche , X bolygó és más transz-Neptunusz bolygók Végzet Korábbi bolygók: Theia , Phaeton vagy Planet V Ötödik gázóriás
A Naprendszer objektumainak listája Csillagászati ​​objektumok