Как найти массу атмосферы венеры

Как найти массу атмосферы венеры

Содержание

  1. Как найти массу атмосферы Венеры
  2. Как определить массу атмосферы Венеры
  3. Наблюдения из космоса
  4. Наблюдения с поверхности планеты
  5. Что можно узнать, измеряя массу атмосферы Венеры
  6. Итог
  7. Как найти массу атмосферы Венеры
  8. Атмосфера Венеры
  9. Как найти массу атмосферы Венеры
  10. Итог
  11. Как найти массу атмосферы Венеры
  12. Методика расчета массы атмосферы Венеры
  13. Составляющие атмосферы Венеры
  14. Результаты расчетов
  15. Итог

Как найти массу атмосферы Венеры

Вы, возможно, уже знаете, что Венера – это планета, которая находится ближе к Солнцу, чем Земля. Она окружена мощной атмосферой, основным компонентом которой является углекислый газ. Масса атмосферы Венеры – это важный параметр, который помогает ученым изучать ее физические свойства. В этой статье мы расскажем, как можно рассчитать массу атмосферы Венеры и как это поможет вам узнать больше об этой интересной планете.

Как определить массу атмосферы Венеры

Для того чтобы определить массу атмосферы Венеры, необходимо провести ряд измерений, которые могут быть выполнены двумя способами: наблюдениями из космоса и наблюдениями с поверхности планеты.

Наблюдения из космоса

Один из способов измерить массу атмосферы Венеры – это провести наблюдения из космоса. Этот метод требует использования спутников, которые измеряют изменения гравитационного поля планеты. Плавучие станции разработанные Венерой, которые снабжены инструментами для измерения гравитационного поля, могут быть использованы.

Инструменты, установленные на поверхности планеты Венеры, могут также использоваться для измерения гравитационного поля. Однако, из-за высокой температуры на поверхности планеты, существует риск некорректных данных, которые могут повлиять на полученный результат. Если вы хотите узнать массу атмосферы Венеры с помощью наблюдений из космоса, то вам нужно найти спутники, которые снабжены инструментами для измерения гравитационного поля.

Наблюдения с поверхности планеты

Наблюдения с поверхности планеты также могут использоваться для определения массы атмосферы Венеры. Одним из способов проведения наблюдений является отправление зондов на Венеру, которые могут снимать различные параметры атмосферы, такие как давление и плотность. Эти данные могут быть использованы для расчета массы атмосферы Венеры. Однако, использование зондов является дорогостоящим и требует специальной подготовки.

Что можно узнать, измеряя массу атмосферы Венеры

Определение массы атмосферы Венеры позволяет ученым узнать много интересного о этой планете. Например, масса атмосферы позволяет измерить общую массу планеты, что в свою очередь позволяет узнать, насколько плотной является Венера. Она также может помочь в понимании процессов, которые происходят в атмосфере и на поверхности планеты, таких как геологические измениения. Эта информация также может быть использована учеными, занимающимися исследованием других планет в нашей Солнечной системе.

Итог

Как вы могли заметить, определение массы атмосферы Венеры – это задача, которая требует серьезных подготовительных работ и необходимого оборудования. Но, несмотря на это, результаты этой работы могут быть крайне интересными и полезными для ученых, которые изучают планеты в нашей Солнечной системе. Надеемся, что наша статья помогла вам узнать больше о том, как можно определить массу атмосферы Венеры и как этот параметр помогает понимать физические свойства этой планеты.

Как найти массу атмосферы Венеры

Венера — это замечательная планета, которая находится на солнечной системе ближе всего к Земле. Несмотря на свою привлекательность, это одна из самых жестких планет в Солнечной системе, и ее атмосфера играет ключевую роль в этой жестокости. Эта статья покажет, как найти массу атмосферы Венеры.

Атмосфера Венеры

Атмосфера Венеры является самой густой в Солнечной системе. Более того, это одна из самых жестких, потому что она состоит в основном из углекислого газа, который, когда сжимается, создает очень высокое давление. Из-за высокого давления на поверхности Венеры может быть мощным давление, сравнимым с тем, что наблюдается на дне океана на Земле.

Атмосфера Венеры состоит из 96% углекислого газа, 3.5% азота, и малых долей других газов. Это очень теплая и опасная атмосфера. В отличие от Земли, которая имеет озоновый слой, защищающий ее от солнечной радиации, атмосфера Венеры избыточно бедна водным паром, что означает, что на поверхности планеты может появляться жаркая и сухая погода.

Как найти массу атмосферы Венеры

Итак, как мы можем найти массу атмосферы Венеры? Ответ на этот вопрос связан с посылкой зонда к планете.

Перед тем, как мы перейдем к деталям, давайте сначала разберемся, что такое зонд. Зонд — это автономный механизм, который может быть отправлен в космос, чтобы исследовать планеты и другие объекты в Солнечной системе. Зонды также используются для мероприятий в области космических исследований, таких как тестирование новых приборов и аппаратуры для будущих миссий.

Теперь, когда вы знаете, что такое зонд, мы можем говорить о том, как они могут помочь нам определить массу атмосферы Венеры.

  • Шаг 1: Запустить зонд в пространство. Он будет двигаться вокруг Солнца и подойдет к Венере через несколько месяцев.
  • Шаг 2: Когда зонд приближается к Венере, он открывает свои инструменты для измерения атмосферы планеты.
  • Шаг 3: Зонд использует свои инструменты, чтобы измерить химический состав атмосферы, а также ее плотность и температуру.
  • Шаг 4: С помощью этих данных может быть вычислена масса атмосферы Венеры. Для этого используется формула, которая учитывает плотность, высоту и гравитационное поле планеты.

Некоторые зонды, такие как Маринер 2 и 5, использовались для исследования Венеры в прошлом. Они были оснащены необходимыми инструментами, чтобы измерить атмосферу, и многие важные открытия были сделаны благодаря им.

Итог

Атмосфера венеры — это одна из самых жестких в Солнечной системе, и ее масса может быть найдена с помощью зондов, отправляемых на эту планету. Зонды могут измерить различные параметры атмосферы и расчеты используях эти данные и формулы.

Несмотря на то, что Венера может быть небезопасной для исследования, она все же остается одним из наиболее интересных объектов в Солнечной системе. Она имеет множество уникальных составляющих, которые вызывают интерес у космических исследователей, а ее атмосфера предоставляет больные возможности для изучения таких важных наук как физика и химия.

Как найти массу атмосферы Венеры

Венера — это вторая планета от Солнца и самый близкий к Земле объект в солнечной системе. Как и Земля, Венера имеет атмосферу, но она существенно отличается от земной. Атмосфера Венеры состоит в основном из углекислого газа и облачности серной кислоты. Определение ее массы невероятно сложно и требует определенного подхода. В данной статье мы рассмотрим основные методы и приемы, которые помогут найти массу атмосферы Венеры.

Методика расчета массы атмосферы Венеры

Нахождение массы атмосферы Венеры является сложной задачей. Для этого необходимо собрать множество данных о планете, ее гравитации, давлении и температуре, и на основе этого выполнить необходимые расчеты.

Прежде всего, следует рассмотреть расчет массы атмосферы Венеры с использованием закона всемирного тяготения. Этот закон устанавливает, что масса тела напрямую пропорциональна его гравитационному воздействию на другие тела. Для расчета массы атмосферы Венеры, необходимо определить изменение гравитационного поля планеты под действием ее атмосферы.

Для более точных расчетов массы атмосферы Венеры используются данные спутниковых и радиолокационных исследований. Спутники способны получать постоянную информацию о плотности газа в атмосфере и производить более точные измерения гравитационного поля планеты.

Также для определения массы атмосферы можно использовать данные о давлении и температуре, полученные при помощи специальных аппаратов. Однако эти данные могут быть не такими точными, как данные от спутников, поэтому им следует пользоваться с осторожностью.

Составляющие атмосферы Венеры

Атмосфера Венеры состоит преимущественно из углекислого газа и облачности серной кислоты. Кроме того, в атмосфере Венеры могут присутствовать такие химические элементы, как водород, гелий, окись углерода и метан.

Состав атмосферы Венеры влияет на ее массу. Перед началом расчетов следует получить данные о том, какие элементы присутствуют в атмосфере и в каких количествах. Эти данные могут быть получены с помощью специальных аппаратов и оборудований, отправленных на Венеру.

Результаты расчетов

После сбора необходимых данных и проведения необходимых расчетов, можно получить результаты, которые могут показать, какова масса атмосферы Венеры. Однако стоит учитывать, что результаты расчетов могут быть не очень точными, так как атмосфера Венеры представляет собой сложный и динамичный объект.

В целом, нахождение массы атмосферы Венеры является сложной задачей, которая требует использования различных методов и подходов. Использование различных спутниковых и моделирующих систем в настоящее время позволяет облегчить проведение расчетов и получить более точные результаты.

Итог

В данной статье мы рассмотрели способы нахождения массы атмосферы Венеры. Мы узнали о методиках расчета массы атмосферы, о ее составляющих, а также о том, как получить данные для расчета. Как бы ни была сложна задача нахождения массы атмосферы Венеры, современные методы и технологии позволяют получить более точные результаты и лучше понять природу планеты.

  • нахождение массы атмосферы Венеры является сложной задачей
  • для решения задачи необходимы данные о планете, гравитации, давлении и температуре
  • наиболее точными методами являются спутниковые исследования
  • состав атмосферы Венеры влияет на ее массу
  • результаты расчетов могут быть не очень точными из-за сложности природы атмосферы Венеры
Источник

Как определить массу атмосферы планеты?

Антон Белый



Мастер

(1385),
закрыт



9 лет назад

Подскажите пожалуйста. Мне нужно определить массу атмосферы Венеры. Есть давление p=1,0*10^7. Радиус Венеры 6051 км, а густота планеты 5240 кг на метр кубический.

Лучший ответ

Olga Virnina

Мастер

(2118)


9 лет назад

Дык плотность атмосферы ведь меняется с высотой! Тут интегрировать надобно…

Антон БелыйМастер (1385)

9 лет назад

ну а если как среднее значение?

Остальные ответы

Инженер-констриктор

Высший разум

(189516)


9 лет назад

Достаточно найти полную силу давления на планету, т.е. вес атмосферы, и разделить на ускорение свободного падения.
Данных для этого хватает.

Max TheoristosМыслитель (8945)

9 лет назад

Не идеально точно, но вполне сойдёт.

Инженер-констриктор
Высший разум
(189516)
Да, конечно, изменением силы тяжести пренебрегаем.

Похожие вопросы

Источник

Масса Венеры, её плотность, а также наличие атмосферы являются определяющими в сходстве с Землёй. Из-за достаточно близкого расстояния к нашей планете, она является третьим по яркости объектом наблюдения на звёздном небе. Поэтому о Венере было известно ещё в период возникновения человеческой цивилизации.

Античный мир и Венера

Столь заметная звезда на небе не осталась без внимания в различных древних культурах. О Венере существуют упоминания в стародавней Индии. Её называли Шукра, по имени божества-повелителя этой планеты. В Древнем Египте она получила название богини Исиды. В Вавилоне её же прозвали звездой Иштар.венера планета масса Все вы слышали имя Афродита, именно так окрестили Венеру в античной Греции. Исторические упоминания о ней встречаются и в Римской империи, её нарекли планетой Люцифера. Существуют упоминания и в мусульманском мире, под именем Ап-Лат, а также Зухра. Что касается славянского мира, то в летописях встречается упоминание о ней под названием Денницы или Зарницы. Как мы видим, история поклонения культу Венеры настолько же уходит в глубину веков, как и Луны, и Солнца.

Венера – вторая планета Солнечной системы по удаленности от Солнца. Знания об этом небесном теле…

Ломоносов подарил надежду миру на «вторую Землю»

Первое доказательство существования Венеры как планеты реализовал Галилео Галилей в 1610 году. Несколько позже, 6 июня 1761 года, Михаил Ломоносов открыл, что на Венере существует атмосфера. В этот день она проходила по диску Солнца. Именно этого события с нетерпением дожидались астрономы целого мира.масса атмосферы венеры И только российский ученый Ломоносов обратил внимание на тонкое сияние вокруг планеты при ее прохождении сквозь диск Солнца. Это явление он расценил как наличие атмосферы вокруг Венеры, на основании того, что именно она вызывает преломление лучей света. Вывод М. В. Ломоносова оказался верным.

Планета-близнец действительно очень похожа на Землю по многим параметрам. Отношение массы Венеры к массе Земли – 0,815:1. Диаметр планеты на 650 километров меньше земного и составляет 12100 километров. Что касается силы тяжести, то она несколько меньше. Один килограмм земного груза на Венере будет весить около 850 грамм.

По словам Брихата Парашары Горы Шастры (BPHS), Атмакарака имеет первостепенное значение в натальной…

Тропикам не быть на Венере

Открытие Ломоносова, связанное с наличием у Венеры мощной атмосферы, казалось бы, окончательно подтвердило их сходство. Но дальнейшие исследования, в период космической эры, опровергли сходство состава атмосфер планет. Возможность не только наблюдать за ней в телескоп, но и посылать космические зонды развеяла мечты увидеть на Венере райский сад. То, что было обнаружено, кардинально отличается от земных условий. Наша планета обладает смесью основных газов: азота – 78%, кислорода – 21% и немного углекислого газа. В атмосфере Венеры в основном углекислый газ, по некоторым данным космических зондов, показатель близок к 96%, а также около 3% азота.масса венеры равна На остальные газы (пары воды, метан, аммиак, водород, серная кислота, инертные газы) приходится около 1%.

Агрессивна и неподатлива

В процессе исследования атмосферы Венеры постоянно корректировались данные о её составе и плотности. В первую очередь это связано со сложностями в процессе изучения. Атмосфера планеты достаточно облачна и визуально не просматривается. Температура разогретого воздуха достигает порядка +475 градусов Цельсия, а атмосферное давление превосходит Земное в 92 раза. Плотность настолько высока, что если вы бросите медную монету, то она будет падать подобно предмету, брошенному в воду. Суммарная масса атмосферы Венеры в 93 раз выше Земной и составляет 4,8·1020 килограмм.

Земля – уникальная планета солнечной системы. Она не самая маленькая, но и не самая крупная:…

Парниковый эффект изменил все

Высокая температура на Венере оказалась большой неожиданностью для учёных. Она самая горячая планета в нашей Солнечной системе, несмотря на то что получает в 4 раза меньше тепла, чем Меркурий. Только в результате тщательных исследований стало понятно, что большой уровень углекислого газа и паров воды стал причиной возникновения парникового эффекта.отношение массы венеры Из-за высокой температуры и медленного периода обращения вокруг собственной оси, в атмосфере планеты наблюдается повышенная циркуляция воздуха, скорость ветра достигает порядка 370 километров в час. Но где-то на высоте 50 километров скорость ветра постепенно уменьшается, а непосредственно на поверхности составляет не более 4 километров в час.

Масса Венеры и особенности её эволюции

На сегодня наиболее важной и пока нерешённой проблемой является понимание хода эволюции Венеры в прошлом, в результате которой сложились её отличительные особенности, мощная углекислая атмосфера с примесью азота и инертных газов и достаточно высокий дефицит воды.

Венера – планета, масса и состав которой характеризуют её как космическое тело Солнечной системы земной подгруппы. К ней также относятся Меркурий и Марс. Но они имеют не настолько сходные характеристики с Землей, как Венера. Недаром её считают «сестрой» нашей планеты. К примеру, средняя плотность Земли и Венеры практически идентична и составляет 5,24 грамм на кубический сантиметр. К тому же общая масса Венеры равна 4,8685·1024 килограмм, что примерно составляет 0,815 от массы Земли. Как видно, сравнительно с нашей планетой, её «сестра» имеет практически сходную массу.

Исследования скоро продолжатся

Уже более двух десятилетий не предпринимаются попытки исследовать поверхность Венеры. Причины достаточно очевидны, её среда считается самой агрессивной среди всех планет нашей Солнечной системы. Свинец, олово и цинк на её поверхности находятся в жидком состоянии. Что касается давления, то его можно сравнить с тем, которое присутствует на глубине одного километра под водой на Земле. При таких жёстких условиях отправляемая аппаратура просто не выдерживает. В 1982 году посланный на Венеру спускаемый аппарат «Венера-13» проработал всего 127 минут, после чего вышел из строя.

Основной проблемой является то, что многие материалы при температуре около +475 градусов Цельсия начинают менять свои характеристики. Один из них – это кремний, он входит в состав плат и микросхем. При такой температуре у него повышается электропроводность, что приводит в негодность оборудование.масса и радиус венеры Учёным придётся немало потрудиться, чтобы защитить и охладить оборудование. Несмотря на то что масса Венеры составляет всего лишь 0,18% от общей массы планет Солнечной системы, она остаётся уникальным и интересным объектом для исследования.

Сколько будет стоить один грамм почвы c Венеры

Следующим пунктом исследования Венеры, на сегодня сложно реализуемым, является забор грунта планеты и доставка его на Землю. Для этого, как вы понимаете, космический аппарат должен покинуть планету. И тогда, когда вы определите первую космическую скорость для Венеры, масса которой близка к земной, поймёте уровень всей сложности. Дело в том, что вместе с аппаратом необходимо доставить топливо, чтобы он смог покинуть планету и доставить ценный груз. Для расчёта первой космической скорости вам потребуется найти, каковы масса и радиус Венеры. Используя эти данные, после расчётов получим: скорость аппарата для того, чтобы он вышел на её орбиту, должна составлять 7,32 км/с.определите первую космическую скорость для венеры масса

Как показывает научно-технический прогресс, до некоторого времени невыполнимыми считались запуск спутника в космос, полет на Луну, посадка космических модулей на поверхности других планет, космический аппарат «Вояджер-2», покинувший Солнечную систему. Возможно, в ближайшем будущем технологии позволят не только исследовать планеты нашей системы, но и летать к далёким звёздным системам. Будем надеяться, что это станет реальностью наших потомков.

Источник
Атмосфера Венеры

Venus - October 24 2018.png

Облака в атмосфере Венеры. Их V-образная форма вызвана сильными ветрами вблизи экватора. Снимок зонда «Акацуки» в условном цвете, ультрафиолетовый спектр (длина волны 365 и 283 нм), 2018 год

Общая информация[1]
Высота 250 км
Среднее давление у поверхности 93 бар (9,3 МПа)
Масса 4,8⋅1020 кг
Состав[1][2]
Углекислый газ CO2 96,5 %
Азот N2 3,5 %
Сернистый газ SO2 150 ppm
Аргон Ar 70 ppm
Водяной пар H2O 20 ppm
Угарный газ CO 17 ppm
Гелий He 12 ppm
Неон Ne 7 ppm
Хлороводород HCl 0,1—0,6 ppm
Фтороводород HF 0,001—0,005 ppm

Атмосфера Венеры — газовая оболочка, окружающая Венеру. Состоит в основном из углекислого газа и азота; другие соединения присутствуют только в следовых количествах[3][1]. Содержит облака из серной кислоты, которые делают невозможным наблюдение поверхности в видимом свете, и прозрачна лишь в радио- и микроволновом диапазонах, а также в отдельных участках ближней инфракрасной области[4]. Атмосфера Венеры намного плотнее и горячее атмосферы Земли: её температура на среднем уровне поверхности составляет около 740 К (467 °C), а давление — около 93 бар[1].

Атмосфера Венеры находится в состоянии сильной циркуляции и вращения[5]. Она делает полный оборот всего за четыре земных дня, что во много раз меньше периода вращения планеты (243 дня)[6][7][8]. На ночной стороне в верхних слоях атмосферы Венеры зондом Venus Express обнаружены стоячие волны[9][10]. Ветра́ на уровне верхней границы облаков достигают скорости 100 м/с (~360 км/ч)[1][5], что превышает скорость вращения точек на экваторе планеты в 60 раз. Для сравнения, на Земле самые сильные ветры имеют от 10 % до 20 % скорости вращения точек на экваторе[11]. Но по мере уменьшения высоты скорость ветра снижается, и у поверхности достигает значений порядка метра в секунду[1]. Над полюсами существуют антициклонические структуры, называемые полярными вихрями. Каждый вихрь имеет двойной глаз и характерный S-образный рисунок облаков[12].

В отличие от Земли, Венера не имеет магнитного поля, и её ионосфера отделяет атмосферу от космического пространства и солнечного ветра. Ионизированный слой не пропускает солнечное магнитное поле, придавая Венере особое магнитное окружение. Оно рассматривается как индуцированная магнитосфера Венеры. Лёгкие газы, в том числе водяной пар, постоянно сдуваются солнечным ветром через индуцированный хвост магнитосферы[5]. Предполагается, что около 4 миллиардов лет назад атмосфера Венеры была больше похожа на земную, а на поверхности была жидкая вода. Необратимый парниковый эффект, возможно, был вызван испарением поверхностной воды и последующим повышением уровней других парниковых газов[13][14].

Несмотря на экстремальные условия на поверхности планеты, на высоте 50—65 км атмосферное давление и температура практически такие же, как на поверхности Земли. Это делает верхние слои атмосферы Венеры наиболее похожими на земные в Солнечной системе (причём даже больше, чем на поверхности Марса). Из-за сходства давления и температуры, а также того факта, что смесь для дыхания человека (20,9476 % кислорода, 78,084 % азота) на Венере является поднимающимся газом (так же, как гелий является поднимающимся газом на Земле), верхние слои атмосферы были предложены учёными в качестве подходящего места для исследования и колонизации[15].

Структура и состав[править | править код]

Состав[править | править код]

Состав атмосферы Венеры. Справа — все компоненты, кроме углекислого газа и азота (вместе не составляющие даже десятой доли процента).

Атмосфера Венеры состоит из углекислого газа, небольшого количества азота и ещё меньшего — других веществ. Хотя процентное содержание азота там намного меньше, чем в атмосфере Земли (3,5 % против 78,084 %), его общая масса примерно вчетверо больше. Это результат того, что атмосфера Венеры значительно плотнее земной[1][16].

В атмосфере Венеры есть и другие компоненты, но в очень малом количестве. Это диоксид серы (SO2), водяной пар (H2O), угарный газ (CO), инертные газы, хлороводород (HCl) и фтороводород (HF)[3][2][5]. Водорода в атмосфере Венеры относительно мало. Вероятно, большое количество водорода было рассеяно в космосе[17], а остальная часть связана, в основном в составе серной кислоты и сероводорода. На потерю планетой большого количества водорода указывает высокое содержание в оставшемся водороде дейтерия (он, как тяжёлый изотоп, теряется медленнее)[5]. Доля дейтерия составляет 0,015—0,025, что в 100—150 раз выше, чем земное значение 0,00016[2][18]. В верхних слоях атмосферы Венеры это соотношение в 1,5—2 раза выше, чем в целом по атмосфере[2][3].

Тропосфера[править | править код]

Общая характеристика[править | править код]

Атмосфера Венеры разделена на несколько слоёв. Наиболее плотная часть атмосферы — тропосфера — начинается на поверхности планеты и простирается до 65 км. Ветры у раскалённой поверхности слабые[1], однако в верхней части тропосферы температура и давление уменьшаются до земных значений, и скорость ветра возрастает до 100 м/с[5][19].

Атмосферное давление на поверхности Венеры в 92,1 раза выше, чем на поверхности Земли, и равно давлению на глубине около 910 метров под водой. Из-за этого углекислый газ фактически является уже не газом, а сверхкритическим флюидом. Таким образом, нижние 5 км тропосферы представляют собой полужидкий-полугазообразный океан. Атмосфера Венеры имеет массу 4,8⋅1020 кг, что в 93 раза превышает массу всей атмосферы Земли[1] и примерно равно трети массы земного Мирового океана, а плотность воздуха у поверхности составляет 67 кг/м³, то есть 6,5 % от плотности жидкой воды на Земле[1].

Большое количество CO2 в атмосфере вместе с парами воды, сернистым газом и составляющими облаков создаёт сильный парниковый эффект. Он делает Венеру самой горячей планетой Солнечной системы, хотя она расположена вдвое дальше от Солнца и получает на единицу площади вчетверо меньше энергии, чем Меркурий. Средняя температура её поверхности — 740 К[3] (467 °C). Это выше температуры плавления свинца (600 К, 327 °C), олова (505 К, 232 °C) и цинка (693 K, 420 °C). Из-за плотной тропосферы разница температур между дневной и ночной сторонами незначительна, хотя сутки на Венере очень длинны: в 116,8 раз дольше земных[1].

Атмосфера

Venusatmosphere-ru.svg
Высота
(км)		 Темп.
(°C)		 Атмосферное
давление
(× Земли)[20]: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 Венеры содержит 99 % всей атмосферы планеты по массе. 90 % атмосферы Венеры находится в пределах 28 км от поверхности. На высоте 50 км атмосферное давление примерно равно давлению на поверхности Земли[21]. На дневной стороне Венеры облака достигают высоты около 65 км, а на ночной — 90 и более км[22].

Тропопауза — граница между тропосферой и мезосферой — расположена чуть выше 50 км[19]. Это высота, где условия наиболее похожи на условия на поверхности Земли. По данным измерений советских зондов от «Венера-4» до «Венера-14» и американских «Пионер-Венера-2», область от 52,5 до 54 км имеет температуру между 293 К (20 °C) и 310 K (37 °C), а на высоте 49,5 км давление становится таким же, как на Земле на уровне моря[19][23]. Это оптимальная область для исследовательских кораблей или колоний, где температура и давление будут подобными земным[15][20].

Циркуляция[править | править код]

Циркуляция в тропосфере Венеры примерно соответствует так называемому циклострофическому приближению[5]. При этом скорость воздушных потоков определяется балансом барического градиента и центробежных сил в почти правильном зональном воздушном течении. Для сравнения, циркуляция в земной атмосфере определяется геострофическим балансом[5]. Скорость ветров на Венере может быть непосредственно измерена только в верхних слоях тропосферы (тропопаузе) между 60 и 70 км, что соответствует верхнему слою облаков[24]. Движение облаков, как правило, наблюдается в ультрафиолетовой части спектра, где контраст между облаками является самым высоким[24]. На снимках в ультрафиолетовом диапазоне АМС «Маринер-10» были обнаружены три V-образные неоднородности атмосферы, равномерно расположенные вдоль экватора[25]:113. Линейная скорость ветров на этой высоте ниже широты 50° составляет около 100 ± 10 м/с, и они являются ретроградными (так же как направление вращения планеты)[24]. С увеличением широты ветра быстро ослабевают, и на полюсах исчезают полностью. Такие сильные ветра около верхней границы облаков делают круг вокруг планеты быстрее, чем вращается сама планета (это явление называется супервращением или суперротацией атмосферы)[5][20]. Супервращение на Венере является дифференциальным, то есть экваториальная тропосфера вращается медленнее, чем тропосфера средних широт[24]. У ветров также есть сильный вертикальный градиент: их скорость по мере снижения уменьшается со скоростью 3 м/с на км[5]. Ветра вблизи поверхности Венеры намного медленнее, чем на Земле, и имеют скорость всего несколько километров в час (как правило, менее 2 м/с — в среднем от 0,3 до 1,0 м/с). Однако из-за высокой плотности атмосферы у поверхности этого вполне достаточно для переноса пыли и мелких камней по всей поверхности, подобно медленному течению воды[1][26].

Меридиональный (север-юг) компонент атмосферной циркуляции. Меридиональная циркуляция значительно слабее, чем зональная, которая переносит тепло между дневной и ночной сторонами планеты

Предполагается, что все ветра на Венере, в конечном счёте, обусловлены конвекцией[5]. Горячий воздух поднимается в экваториальной зоне, где наблюдается наибольший нагрев Солнцем, и направляется к полюсам. Такое явление называется ячейкой Хадли[5]. Однако меридиональные (север-юг) движения воздуха гораздо медленнее, чем зональные ветра. Граница ячейки Хадли на Венере находится около широт ± 60°[5]. Здесь воздух начинает спускаться и возвращается к экватору у поверхности. Такая гипотеза движения воздуха подкрепляется распространением угарного газа, который также сосредоточен в районе широт ± 60°[5]. В диапазоне широт 60—70° существуют холодные полярные воротники[5][12]. Они характеризуются температурой на 30—40 К ниже, чем верхние слои тропосферы в соседних широтах[12]. Более низкая температура, вероятно, вызвана подъёмом воздуха в них и адиабатическим охлаждением[12]. Такая интерпретация подтверждается более плотными и более высокими облаками в этих областях. Облака находятся на высоте 70—72 км, что на 5 км выше, чем на полюсах и меньших широтах[5]. Между холодными воротниками и высокоскоростными струями средних широт, в которых скорость ветра достигает 140 м/с, может существовать связь. Такие струи являются естественным следствием циркуляции Хадли и должны существовать на Венере между широтами 55—60°[24].

В холодных полярных воротниках находятся нерегулярные структуры, известные как полярные вихри[5]. Это гигантские ураганы, аналогичные земным штормам, но в четыре раза больше. Каждый вихрь имеет два «глаза» — центра вращения, которые связаны отчётливой S-образной структурой облаков. Такие структуры с двойным глазом также называют полярными диполями[12]. Вихри вращаются с периодом около 3 дней в направлении общего супервращения атмосферы[12]. Вблизи их внешних границ линейная скорость ветра достигает 35—50 м/с и уменьшается до нуля в центрах[12]. Температура в верхних облаках полярных вихрей гораздо выше, чем в близлежащих полярных воротниках, и достигает 250 К (−23 °C)[12]. Общепринятое объяснение полярных вихрей состоит в том, что они являются антициклонами с даунвеллингом в центре и апвеллингом в холодных полярных воротниках[5]. Этот тип циркуляции напоминает зимние полярные антициклоны на Земле, особенно над Антарктидой. Наблюдения показывают, что антициклонная циркуляция, наблюдаемая вблизи полюсов, может проникнуть на высоту 50 км, то есть до основания облаков[12]. Полярная верхняя тропосфера и мезосфера чрезвычайно динамичны — большие яркие облака могут появляться и исчезать в течение нескольких часов. Один такой случай наблюдался зондом «Венера-экспресс» в период между 9 и 13 января 2007 года, когда южная полярная область стала на 30 % ярче[24]. Это событие, вероятно, было вызвано выбросом в мезосферу сернистого газа, который затем сконденсировался, образуя яркую дымку[24].

Изображение атмосферы Венеры в ближней инфракрасной области (2,3 мкм), полученное зондом Галилео.

Первый вихрь на Венере был обнаружен на северном полюсе аппаратом «Пионер-Венера-1» в 1978 году[27]. Аналогичный вихрь с двойным глазом на южном полюсе был открыт в 2006 году зондом «Венера-экспресс»[12][28].

Верхняя атмосфера и ионосфера[править | править код]

Мезосфера Венеры находится на высотах между 65 и 120 км. Далее начинается термосфера, достигающая верхней границы атмосферы (экзосферы) на высоте 220—350 км[19].

Мезосфера Венеры может быть разделена на два уровня: нижний (62—73 км) и верхний (73—95 км)[19]. В первом слое температура почти постоянна и составляет 230 К (−43 °C). Этот уровень совпадает с верхней границей облаков. На втором уровне температура начинает понижаться, опускаясь на высоте 95 км до 165 К (−108 °C). Это самое холодное место на дневной стороне атмосферы Венеры[2]. Далее начинается мезопауза[19], которая является границей между мезосферой и термосферой и находится между 95 и 120 км. На дневной стороне мезопаузы температура возрастает до 300—400 К (27—127 °C) — значений, преобладающих в термосфере[2]. В противоположность этому, ночная сторона термосферы является самым холодным местом на Венере: её температура — 100 К (−173 °C). Её иногда называют криосферой[2]. В 2015 году с помощью зонда «Венера-Экспресс» учёные зафиксировали тепловую аномалию в промежутке высот от 90 до 100 километров — средние показатели температур тут выше на 20—40 кельвинов и равняются 220—224 кельвинам.[29][уточнить]

Циркуляция верхней мезосферы и термосферы Венеры сильно отличается от циркуляции нижних слоёв атмосферы[2]. На высотах 90—150 км воздух Венеры перемещается с дневной на ночную сторону планеты, с апвеллингом над освещённым полушарием и даунвеллингом над ночной стороной. Даунвеллинг над ночным полушарием вызывает адиабатический нагрев воздуха, который создаёт над этим полушарием на высотах 90—120 км тёплый слой[2] с температурой около 230 К (−43 °C), что гораздо выше, чем средняя температура, зафиксированная на ночной части термосферы — 100 К (−173 °C)[2]. Воздух с дневной стороны также несёт атомы кислорода, которые после рекомбинации образуют возбуждённые молекулы в долгоживущем синглетном состоянии (1Δg), которые затем возвращаются в исходное состояние и испускают инфракрасное излучение на длине волны 1,27 мкм. Это излучение на высотах 90—100 км часто наблюдается с Земли и космических кораблей[30]. Ночная сторона верхней мезосферы и термосферы Венеры является также источником инфракрасной эмиссии молекул СО2 и NO, которая не соответствует локальному термодинамическому равновесию и ответственна за низкую температуру ночной стороны термосферы[30].

Зонд «Венера-экспресс», используя затмения звёзд, показал, что атмосферная дымка на ночной стороне простирается гораздо выше, чем на дневной. На дневной стороне облачный слой имеет толщину 20 км и простирается приблизительно до 65 км, тогда как на ночной стороне облачный слой в виде плотного тумана достигает высоты 90 км и проникает в мезосферу и даже выше (105 км), уже как прозрачная дымка[22].

Венера имеет вытянутую ионосферу, расположенную на высоте 120—300 км и почти совпадающую с термосферой[19]. Высокие уровни ионизации сохраняются только на дневной стороне планеты. На ночной стороне концентрация электронов практически равна нулю[19]. Ионосфера Венеры состоит из трёх слоёв: 120—130 км, 140—160 км и 200—250 км[19]. Также может быть дополнительный слой в районе 180 км. Максимальная плотность электронов (число электронов в единице объёма) 3⋅1011 м−3 достигается во втором слое вблизи подсолнечной точки[19]. Верхняя граница ионосферы — ионопауза — расположена на высоте 220—375 км[31][32]. Основные ионы в первом и втором слое — это ионы O2+, в то время как третий слой состоит из ионов O+[19]. Согласно наблюдениям, ионосферная плазма находится в движении, а солнечная фотоионизация на дневной стороне и рекомбинация ионов на ночной являются процессами, главным образом, ответственными за ускорение плазмы до наблюдаемых скоростей. Плазменный поток, видимо, достаточен для поддержания наблюдаемого уровня концентрации ионов на ночной стороне[33].

Благодаря данным ультрафиолетового спектрометра, работавшего на борту орбитального зонда Venus Express, астрономы обнаружили в верхнем слое облаков на высоте 70 км озоновый слой над умеренными и полярными областями планеты (от 50° широты и выше)[34][35].

Индуцированная магнитосфера[править | править код]

Взаимодействие Венеры с солнечным ветром. Показаны компоненты индуцированной магнитосферы.

Венера не имеет магнитного поля[31][32]. Причина его отсутствия не ясна, но, вероятно, связана с медленным вращением планеты или отсутствием конвекции в мантии. Венера имеет только индуцированную магнитосферу, образованную ионизированными частицами солнечного ветра[31]. Этот процесс можно представить в виде силовых линий, обтекающих препятствие — в данном случае Венеру. Индуцированная магнитосфера Венеры имеет ударную волну, магнитослой, магнитопаузу и хвост магнитосферы с токовым слоем[31][32].

В подсолнечной точке ударная волна находится на высоте 1900 км (0,3Rv, где Rv — радиус Венеры). Это расстояние измерялось в 2007 году вблизи минимума солнечной активности[32]. Вблизи её максимума эта высота может быть в несколько раз меньше[31]. Магнитопауза расположена на высоте 300 км[32]. Верхняя граница ионосферы (ионопауза) находится вблизи 250 км. Между магнитопаузой и ионопаузой существует магнитный барьер — локальное усиление магнитного поля, что не позволяет солнечной плазме проникать глубоко в атмосферу Венеры, по крайней мере, вблизи минимума солнечной активности. Значение магнитного поля в барьере достигает 40 нТл[32]. Хвост магнитосферы тянется на расстояние до десяти радиусов планеты. Это наиболее активная часть венерианской магнитосферы — здесь происходит пересоединение силовых линий и ускорение частиц. Энергия электронов и ионов в хвосте магнитосферы составляет около 100 эВ и 1000 эВ соответственно[36].

В связи с отсутствием у Венеры собственного магнитного поля солнечный ветер проникает глубоко в её экзосферу, что в дальнейшем ведёт к существенным потерям воды из атмосферы[37]. Потери происходят в основном через хвост магнитосферы. В настоящее время основными типами ионов, которые уходят из атмосферы, являются O+, H+ и He+. Отношение ионов водорода к кислороду составляет около 2 (то есть почти стехиометрическое), то есть указывает на непрекращающуюся потерю воды[36].

Облака[править | править код]

Облака Венеры довольно плотны и состоят из сернистого газа и капель серной кислоты[38]. Они отражают около 75 % падающего солнечного света[39] и скрывают поверхность планеты, препятствуя её наблюдению[1]. Благодаря высокой отражательной способности облаков зонд на солнечных батареях мог бы использовать и отражённый от них свет и, таким образом, получать освещение со всех сторон. Это может значительно упростить проектирование и использование солнечных батарей[40].

Толщина облачного покрова такова, что поверхности достигает лишь незначительная часть солнечного света, и во время нахождения Солнца в зените уровень освещённости составляет всего 1000—3000 люкс[41]. Для сравнения, на Земле в пасмурный день освещённость составляет 1000 люкс, а в ясный солнечный день в тени — 10—25 тыс. люкс[42]. Поэтому на поверхности Венеры солнечная энергия практически не может использоваться зондами. Влажность у поверхности составляет менее 0,1 %[43]. Из-за высокой плотности и отражающей способности облаков суммарное количество солнечной энергии, получаемой планетой, меньше, чем у Земли.

Серная кислота образуется в верхней атмосфере посредством фотохимического воздействия Солнца на углекислый газ, сернистый газ и пары воды. Фотоны ультрафиолетового света с длиной волны меньше 169 нм могут фотодиссоциировать углекислый газ в угарный газ и атомарный кислород. Атомарный кислород весьма реакционноспособен, и когда он вступает в реакцию с сернистым газом, микрокомпонентом атмосферы Венеры, образуется серный газ, который может в свою очередь соединяться с парами воды, другим микрокомпонентом атмосферы. В результате этих реакций образуется серная кислота:

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

Кислотные дожди Венеры никогда не достигают поверхности планеты, а испаряются от жары, образуя явление, известное как вирга[44]. Предполагается, что сера попала в атмосферу в результате вулканической активности, а высокая температура препятствовала связыванию серы в твёрдые соединения на поверхности, как это было на Земле[21].

Облака Венеры способны создавать молнии так же, как облака на Земле[45]. Вспышки в оптическом диапазоне, предположительно, являвшиеся молниями, были зафиксированы станциями «Венера-9 и -10» и аэростатными зондами «Вега-1 и -2»; аномальные усиления электромагнитного поля и радиоимпульсы, также, возможно, вызванные молниями, были обнаружены ИСВ «Пионер—Венера» и спускаемыми аппаратами «Венера-11 и -12»[25]:176, 219. А в 2006 году аппарат «Венера-Экспресс» обнаружил в атмосфере Венеры геликоны, интерпретированные как результат молний. Нерегулярность их всплесков напоминает характер погодной активности. Интенсивность молний составляет по меньшей мере половину земной[45]. Молнии Венеры примечательны тем, что они, в отличие от молний Юпитера, Сатурна и (в большинстве случаев) Земли, не связаны с водяными облаками. Они возникают в облаках серной кислоты[46].

В 2009 году астроном-любитель заметил в атмосфере яркое пятно, впоследствии сфотографированное аппаратом «Венера-Экспресс». Причины его появления неизвестны; возможно, они связаны с активностью вулканов[47].

Наличие жизни[править | править код]

Из-за суровых условий на поверхности планеты наличие жизни на Венере представляется маловероятным. Но на Земле существуют организмы, обитающие в экстремальных условиях (экстремофилы), что свидетельствует о возможности обитания подобных организмов и на второй планете Солнечной системы. Термофилы и гипертермофилы процветают при температурах, достигающих температуры кипения воды, ацидофилы живут при уровне рН, равном 3 или ниже, полиэкстремофилы могут выдерживать разнообразные неблагоприятные условия. Помимо них, на Земле присутствуют многие другие типы экстремофилов[48].

Однако жизнь может существовать в местах с менее экстремальными, чем на поверхности, условиями, например, в облаках. Существует предположение о наличии там форм жизни, подобных бактериям, обнаруженным в облаках Земли[49]. Микробы в плотной, облачной атмосфере могут быть защищены от солнечного излучения соединениями серы в воздухе[48].

В результате анализа данных, полученных зондами «Венера», «Пионер—Венера» и «Магеллан», в верхних слоях атмосферы обнаружены сероводород (H2S) и сернистый газ (SO2), а также сульфид карбонила (O=C=S). Первые два газа реагируют друг с другом, а это означает, что должен существовать постоянный источник этих газов. Кроме того, карбонильный сульфид примечателен тем, что его трудно воспроизвести только неорганическим путём. Он производится за счёт эффективных катализаторов, требующих больших объёмов веществ разного химического состава. На Земле таковыми катализаторами являются микроорганизмы[50]. Кроме того, часто упускается из виду тот факт, что спускаемый аппарат «Венера-12» обнаружил присутствие хлора на высотах 45—60 км[25]:80, а аэростатные зонды «Вега-1 и -2» подтвердили это[25]:219[51][прояснить]. Было высказано предположение, что микроорганизмы на этом уровне могут поглощать ультрафиолетовый свет Солнца, используя его в качестве источника энергии. Это могло бы объяснить тёмные пятна, видимые на ультрафиолетовых изображениях планеты[52]. В облаках Венеры были обнаружены и крупные несферические частицы. Их состав пока неизвестен[48].

Эволюция[править | править код]

Данные по структуре облаков и геологии поверхности в сочетании с теоретическим выводом, что светимость Солнца за последние 3,8 миллиарда лет увеличилась на 25 %[53], указывают на то, что 4 миллиарда лет назад атмосфера Венеры была больше похожа на земную, а на поверхности планеты была жидкая вода. Неудержимый парниковый эффект мог быть вызван испарением поверхностных вод и последовавшим повышением уровня парниковых газов. Поэтому атмосфера Венеры — объект пристального внимания учёных, занимающихся проблемами изменения климата на Земле[13].

На поверхности Венеры нет деталей, указывающих на наличие там в прошлом воды. Но возраст современной поверхности планеты не превышает 600—700 млн лет, и про более древние времена она ничего не говорит. Кроме того, нет причин считать, что на Венеру не действовали процессы, снабдившие водой Землю (воду мог содержать сформировавший планеты материал и (или) привнести кометы). По распространённой оценке, вода до испарения могла существовать на поверхности около 600 миллионов лет, но некоторые учёные, такие как астробиолог Дэвид Гринспун, считают, что это время могло достигать 2 миллиардов лет[54].

Наблюдения и измерения с Земли[править | править код]

Прохождение Венеры по диску Солнца 8 июня 2004 года позволило получить важную информацию о верхних слоях атмосферы путём спектроскопических измерений с Земли

6 июня 1761 года во время прохождения Венеры по диску Солнца русский учёный Михаил Ломоносов обратил внимание на то, что при соприкосновении Венеры с диском Солнца вокруг планеты возникло «тонкое, как волос, сияние». При схождении Венеры с солнечного диска наблюдался светлый ореол — «пупырь» — вокруг части планеты, находящейся вне Солнца. М. В. Ломоносов дал правильное научное объяснение этому явлению, считая его результатом рефракции солнечных лучей в атмосфере Венеры[55][56].

В 1940 году Руперт Вильдт подсчитал, что количество CO2 в атмосфере Венеры достаточно для повышения температуры поверхности выше точки кипения воды[57]. Это предположение было подтверждено зондом «Маринер-2», который осуществил радиометрические измерения температуры в 1962 году. А в 1967 году советский аппарат «Венера-4» подтвердил, что атмосфера состоит в основном из углекислого газа[57].

Верхние слои атмосферы Венеры можно исследовать с Земли в тех редких случаях, когда планета проходит по диску Солнца. Последнее такое событие произошло в 2012 году. Используя количественную спектроскопию, учёные смогли проанализировать солнечный свет, прошедший через атмосферу планеты с целью обнаружения химических веществ, содержащихся в ней. Этот метод применяется и для экзопланет; первые результаты он дал в 2001 году[58]. Прохождение в 2004 году позволило астрономам собрать много данных, полезных не только для определения состава верхней атмосферы Венеры, но и для усовершенствования методов, используемых в поиске экзопланет. Атмосфера, состоящая в основном из углекислого газа, поглощает ближнее инфракрасное излучение, что делает её доступной для наблюдения этим методом. Во время прохождения 2004 года измерение поглощения солнечного излучения показало свойства газов на этой высоте. Доплеровское смещение спектральных линий позволило измерить характеристики ветров[59].

Прохождение Венеры по диску Солнца — чрезвычайно редкое событие. В последний раз оно было в 2012 году, до этого — в 2004 и 1882 годах, а в следующий раз будет только в 2117 году[59].

Дальнейшие исследования[править | править код]

С 2006 по 2014 год планету исследовал орбитальный аппарат «Венера-экспресс» с использованием инфракрасной спектроскопии в области спектра 1—5 мкм[5]. В мае 2010 года был запущен зонд «Акацуки» японского аэрокосмического агентства, предназначенный для исследования планеты в течение двух лет, включая изучение структуры и активности атмосферы. Манёвр выхода на орбиту вокруг Венеры в назначенное время (декабрь 2010) закончился неудачей, но это удалось сделать через 5 лет.

Предложенный в рамках программы New Frontiers зонд Venus In-Situ Explorer, предположительно, будет исследовать Венеру с помощью орбитального аппарата, аэростата и посадочного модуля. Данные, собранные зондом, могут дать представление о процессах на планете, которые привели к изменению климата, а также подготовиться к следующей миссии по доставке образца с планеты[60].

Другая миссия, «Venus Mobile Explorer», была предложена Аналитической группой по исследованию Венеры (VEXAG) с целью изучения состава, а также выполнения изотопного анализа поверхности и атмосферы. Дата запуска пока не определена[61].

В рамках Федеральной Космической программы Россия планирует в 2029 или 2031 году запустить к Венере аппарат «Венера-Д»[62], в число задач которого будет входить и изучение атмосферы. В частности планируется провести исследования, определяющие:

  • профили температуры, давления, тепловых потоков, скорости ветра;
  • строение, состав и микрофизические параметры облаков;
  • химический состав атмосферы, включая инертные газы, а также изотопный состав;
  • строение ионосферы, экзосферы, магнитосферы;
  • скорость потерь составляющих атмосферы[63].

Когда было обнаружено, что условия на поверхности Венеры очень неблагоприятны, внимание учёных сместилось в сторону других целей, таких как Марс. Тем не менее к Венере было направлено много миссий, и целью некоторых из них была малоизученная верхняя атмосфера. В рамках советской программы «Вега» в 1985 году были сброшены два аэростатных зонда, которые дрейфовали в атмосфере Венеры 46 часов 30 минут, а установленные на них научные приборы передавали собранную информацию на Землю. Они питались от батарей и прекратили работу, когда батареи разрядились[64]. С тех пор изучение верхних слоёв атмосферы не проводилось. В 2002 году подрядчик НАСА — компания Global Aerospace — предложила воздушный шар, который мог бы оставаться в верхних слоях атмосферы в течение сотен земных дней[65].

Вместо воздушного шара Джеффри А. Ландисом был предложен летательный аппарат на солнечных батареях[20], и эта идея время от времени фигурировала в литературе с начала 2000-х годов. Венера имеет высокое альбедо и отражает большую часть солнечного света, что делает освещённость поверхности низкой. Но на высоте 60 км интенсивность отражённого от облаков света (приходящего снизу) лишь на 10 % меньше интенсивности света, приходящего непосредственно от Солнца. Таким образом, солнечные батареи сверху и снизу аппарата могли бы использоваться с почти равной эффективностью[40]. Это обстоятельство, а также неисчерпаемость солнечной энергии, немного меньшая сила тяжести, высокое давление воздуха и медленное вращение планеты делают этот слой атмосферы удобным для размещения исследовательского аппарата. Предложенный летательный аппарат работал бы лучше всего на высоте, где солнечный свет, давление воздуха и скорость ветра позволят ему оставаться в воздухе постоянно, иногда немного опускаясь на время порядка нескольких часов. Поскольку серная кислота в облаках на этой высоте не является угрозой для защищённого аппарата, то этот так называемый «солнечный летательный аппарат» мог бы проводить измерения в области между 45 км и 60 км неограниченно долго, пока непредвиденные проблемы не выведут его из строя. Ландис также предложил исследовать поверхность планеты роверами, подобными «Спириту» и «Оппортьюнити», но с тем различием, что роверы Венеры будут управляться компьютерами, находящимися на аппарате в атмосфере[66].

См. также[править | править код]

  • Атмосфера Меркурия
  • Атмосфера Земли
  • Атмосфера Луны
  • Атмосфера Марса
  • Атмосфера Юпитера
  • Атмосфера Титана

Примечания[править | править код]

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. The surface of Venus (англ.) // Rep. Prog. Phys.  (англ.) (рус. : journal. — 2003. — Vol. 66, no. 10. — P. 1699—1734. — doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04. — Bibcode: 2003RPPh…66.1699B. (недоступная ссылка)
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; et al. A warm layer in Venus’ cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO (англ.) // Nature : journal. — 2007. — Vol. 450, no. 7170. — P. 646—649. — doi:10.1038/nature05974. — Bibcode: 2007Natur.450..646B. — PMID 18046397.
  3. ↑ 1 2 3 4 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. — 1336 p. — ISBN 9780124160347.
  4. ↑ Shalygin E. Study of the Venus surface and lower atmosphere using VMC images. — Berlin, 2013. — P. 9. — 127 p. — ISBN 978-3-942171-71-7. Архивная копия от 7 марта 2016 на Wayback Machine
  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 as a more Earth-like planet (англ.) // Nature. — 2007. — Vol. 450, no. 7170. — P. 629—632. — doi:10.1038/nature06432. — Bibcode: 2007Natur.450..629S. — PMID 18046393.
  6. ↑ Венера — статья в БСЭ
  7. ↑ Understanding the «Superotation» Winds of Venus. Дата обращения: 16 сентября 2017. Архивировано 17 сентября 2017 года.
  8. ↑ Природа ветра: Суперротация. Дата обращения: 16 сентября 2017. Архивировано 17 сентября 2017 года.
  9. ↑ Venus’ mysterious night side revealed Архивная копия от 11 августа 2020 на Wayback Machine, September 16, 2017
  10. ↑ Наблюдения ночной стороны Венеры позволяют глубже понять атмосферу планеты Архивировано 17 сентября 2017 года.
  11. ↑ Dennis Normile. Mission to probe Venus’s curious winds and test solar sail for propulsion (англ.) // Science : journal. — 2010. — 7 May (vol. 328, no. 5979). — P. 677. — doi:10.1126/science.328.5979.677-a. — Bibcode: 2010Sci…328..677N. — PMID 20448159.
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Piccioni, G.; Drossart, P.; Sanchez-Lavega, A.; et al. South-polar features on Venus similar to those near the north pole (англ.) // Nature : journal. — 2007. — Vol. 450, no. 7170. — P. 637—640. — doi:10.1038/nature06209. — Bibcode: 2007Natur.450..637P. — PMID 18046395.
  13. ↑ 1 2 Kasting, J.F.; J. Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 1988. — Vol. 74, no. 3. — P. 472—494. — doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9. — Bibcode: 1988Icar…74..472K. — PMID 11538226.
  14. ↑ How Hot is Venus? (май 2006). Архивировано 31 января 2012 года.
  15. ↑ 1 2 Landis, Geoffrey A. Colonization of Venus // AIP Conf. Proc.  (англ.) (рус.. — 2003. — Т. 654, № 1. — С. 1193—1198. — doi:10.1063/1.1541418. — Bibcode: 2003AIPC..654.1193L. Архивировано 4 марта 2016 года.
  16. ↑ Clouds and atmosphere of Venus. Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides. Архивировано 31 января 2012 года.
  17. ↑ Lovelock, James. Gaia: A New Look at Life on Earth (англ.). — Oxford University Press, 1979. — ISBN 0-19-286218-9.
  18. ↑ Krasnopolsky V.A., Belyaev D.A., Gordon I.E., Li G., Rothman L.S. Observations of D/H ratios in H2O, HCl, and HF on Venus and new DCl and DF line strengths (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2013. — Vol. 224, no. 1. — P. 57—65. — doi:10.1016/j.icarus.2013.02.010. — Bibcode: 2013Icar..224…57K.
  19. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Patzold, M.; Hausler, B.; Bird, M.K.; et al. The structure of Venus’ middle atmosphere and ionosphere (англ.) // Nature : journal. — 2007. — Vol. 450, no. 7170. — P. 657—660. — doi:10.1038/nature06239. — Bibcode: 2007Natur.450..657P. — PMID 18046400.
  20. ↑ 1 2 3 4 Landis, Geoffrey A.; Colozza, Anthony; and LaMarre, Christopher M (June 2002). “Atmospheric Flight on Venus” (PDF). Proceedings. 40th Aerospace Sciences Meeting and Exhibit sponsored by the American Institute of Aeronautics and Astronautics. Reno, Nevada, January 14–17, 2002. pp. IAC–02–Q.4.2.03, AIAA-2002–0819, AIAA0. Архивировано из оригинала (PDF) 2004-11-03. Дата обращения 2011-04-21. Архивная копия от 16 октября 2011 на Wayback Machine
  21. ↑ 1 2 Carl R. (Rod) Nave. The Environment of Venus. Department of Physics and Astronomy, Georgia State University. Архивировано 31 января 2012 года.
  22. ↑ 1 2 Flying over the cloudy world – science updates from Venus Express. Venus Today (12 июля 2006). Архивировано 25 февраля 2016 года.
  23. ↑ Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles. Shade Tree Physics. Архивировано 31 января 2012 года.
  24. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Markiewicz, W.J.; Titov, D.V.; Limaye, S.S.; et al. Morphology and dynamics of the upper cloud layer of Venus (англ.) // Nature : journal. — 2007. — Vol. 450, no. 7170. — P. 633—636. — doi:10.1038/nature06320. — Bibcode: 2007Natur.450..633M. — PMID 18046394.
  25. ↑ 1 2 3 4 Кондратьев К.Я., Крупенио Н.Н., Селиванов А.С. Планета Венера. — Л.: Гидрометеоиздат, 1987. — 276 с.
  26. ↑ Moshkin, B.E.; Ekonomov, A.P., Golovin Iu.M. Dust on the surface of Venus // Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research). — 1979. — Т. 17. — С. 280—285. — Bibcode: 1979KosIs..17..280M.
  27. ↑ Emily Lakdawalla. First Venus Express VIRTIS Images Peel Away the Planet’s Clouds (14 апреля 2006). Архивировано 31 января 2012 года.
  28. ↑ Double vortex at Venus South Pole unveiled! European Space Agency (27 июня 2006). Архивировано 31 января 2012 года.
  29. ↑ В атмосфере Венеры обнаружен загадочный теплый слой | РосРегистр Архивная копия от 21 августа 2015 на Wayback Machine[неавторитетный источник]
  30. ↑ 1 2 Drossart, P.; Piccioni, G.; Gerard, G.C.; et al. A dynamic upper atmosphere of Venus as revealed by VIRTIS on Venus Express (англ.) // Nature : journal. — 2007. — Vol. 450, no. 7170. — P. 641—645. — doi:10.1038/nature06140. — Bibcode: 2007Natur.450..641D. — PMID 18046396.
  31. ↑ 1 2 3 4 5 Russell, C.T. Planetary Magnetospheres (англ.) // Rep. Prog. Phys.  (англ.) (рус. : journal. — 1993. — Vol. 56, no. 6. — P. 687—732. — doi:10.1088/0034-4885/56/6/001. — Bibcode: 1993RPPh…56..687R.
  32. ↑ 1 2 3 4 5 6 Zhang, T.L.; Delva, M.; Baumjohann, W.; et al. Little or no solar wind enters Venus’ atmosphere at solar minimum (англ.) // Nature : journal. — 2007. — Vol. 450, no. 7170. — P. 654—656. — doi:10.1038/nature06026. — Bibcode: 2007Natur.450..654Z. — PMID 18046399.
  33. ↑ Whitten, R. C.; McCormick, P. T.; Merritt, David  (англ.) (рус.; Thompson, K. W. et al. Dynamics of the Venus ionosphere: A two-dimensional model study (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 1984. — November (vol. 60, no. 2). — P. 317—326. — doi:10.1016/0019-1035(84)90192-1. — Bibcode: 1984Icar…60..317W.
  34. ↑ Discovery of cloud top ozone on Venus. Дата обращения: 27 ноября 2018. Архивировано 31 мая 2019 года.
  35. ↑ На Венере обнаружен озоновый слой Архивная копия от 28 ноября 2018 на Wayback Machine, 27 ноября 2018
  36. ↑ 1 2 Barabash, S.; Fedorov, A.; Sauvaud, J.J.; et al. The loss of ions from Venus through the plasma wake (англ.) // Nature : journal. — 2007. — Vol. 450, no. 7170. — P. 650—653. — doi:10.1038/nature06434. — Bibcode: 2007Natur.450..650B. — PMID 18046398.
  37. ↑ 2004 Venus Transit information page, Venus, Earth, and Mars, NASA
  38. ↑ Krasnopolsky, V.A.; Parshev V.A. Chemical composition of the atmosphere of Venus (англ.) // Nature. — 1981. — Vol. 292, no. 5824. — P. 610—613. — doi:10.1038/292610a0. — Bibcode: 1981Natur.292..610K.
  39. ↑ Это сферическое альбедо. Геометрическое альбедо 85 %.
  40. ↑ 1 2 Landis, Geoffrey A. Exploring Venus by Solar Airplane // AIP Conference Proceedings  (англ.) (рус.. — American Institute of Physics, 2001. — Т. 522. — С. 16—18. — doi:10.1063/1.1357898. — Bibcode: 2001AIPC..552…16L. Архивировано 1 марта 2016 года.
  41. ↑ Венера-8. Научно-производственное объединение им. С.А. Лавочкина. Дата обращения: 31 мая 2011. Архивировано из оригинала 11 января 2012 года.
  42. ↑ Paul Schlyter. Radiometry and photometry in astronomy FAQ Архивная копия от 17 октября 2018 на Wayback Machine (2006)
  43. ↑ Koehler, H. W. Results of the Venus sondes Venera 13 and 14 // Sterne und Weltraum. — 1982. — Т. 21. — С. 282. — Bibcode: 1982S&W….21..282K.
  44. ↑ Planet Venus: Earth’s ‘evil twin’, BBC News (7 ноября 2005). Архивировано 18 июля 2009 года. Дата обращения: 21 апреля 2011.
  45. ↑ 1 2 Russell, C.T.; Zhang, T.L.; Delva, M.; et al. Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere (англ.) // Nature : journal. — 2007. — Vol. 450, no. 7170. — P. 661—662. — doi:10.1038/nature05930. — Bibcode: 2007Natur.450..661R. — PMID 18046401.
  46. ↑ NASA Scientist Confirms Light Show on Venus. Дата обращения: 4 июня 2011. Архивировано 7 декабря 2015 года.
  47. ↑ Experts puzzled by spot on Venus, BBC News (1 августа 2009). Архивировано 1 июля 2019 года. Дата обращения: 21 апреля 2011.
  48. ↑ 1 2 3 Cockell, Charles S. Life on Venus // Plan.Space Sci.. — 1999. — Т. 47, № 12. — С. 1487—1501. — doi:10.1016/S0032-0633(99)00036-7. — Bibcode: 1999P&SS…47.1487C.
  49. ↑ Landis, Geoffrey A. Astrobiology: the Case for Venus // J. of the British Interplanetary Society. — 2003. — Т. 56, № 7/8. — С. 250—254. — Bibcode: 2003JBIS…56..250L. Архивировано 9 октября 2006 года. Архивированная копия. Дата обращения: 5 марта 2016. Архивировано из оригинала 7 августа 2011 года.
  50. ↑ Leonard David, Life Zone on Venus Possible (недоступная ссылка) [online]. Space.com, 11.02.2003.
  51. ↑ Grinspoon, David. Venus Revealed: A New Look Below the Clouds of Our Mysterious Twin Planet (англ.). — Reading, Mass.: Addison-Wesley Pub., 1998. — ISBN 978-0201328394.
  52. ↑ Venus could be a haven for life, ABC News (28 сентября 2002). Архивировано 14 августа 2009 года. Дата обращения: 21 апреля 2011.
  53. ↑ Newman, M.J.; Rood, R. T. Implications of solar evolution for the Earth’s early atmosphere (англ.) // Science : journal. — 1977. — Vol. 198, no. 4321. — P. 1035—1037. — doi:10.1126/science.198.4321.1035. — Bibcode: 1977Sci…198.1035N. — PMID 17779689.
  54. ↑ Henry Bortman. Was Venus Alive? The Signs are Probably There. Astrobiology Magazine (26 августа 2004). Архивировано 4 марта 2016 года.
  55. ↑ Михаил Васильевич Ломоносов. Избранные произведения в 2-х томах. М.: Наука. 1986
  56. ↑ Shiltsev V. The 1761 discovery of Venus’ atmosphere: Lomonosov and others (англ.) // Journal of Astronomical History and Heritage  (англ.) (рус. : journal. — 2014. — Vol. 17, no. 1. — P. 85—112. — Bibcode: 2014JAHH…17…85S. Архивировано 7 декабря 2014 года.
  57. ↑ 1 2 Weart, Spencer, The Discovery of Global Warming Архивная копия от 21 мая 2012 на Wayback Machine, «Venus & Mars Архивная копия от 21 мая 2012 на Wayback Machine», June 2008
  58. ↑ Robert Roy Britt. First Detection Made of an Extrasolar Planet’s Atmosphere. Space.com (27 ноября 2001). Архивировано из оригинала 11 мая 2008 года.
  59. ↑ 1 2 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 июня 2004). Архивировано 31 января 2012 года.
  60. ↑ New Frontiers Program — Program Description. NASA. Архивировано 31 января 2012 года.
  61. ↑ Venus Mobile Explorer — Description. NASA. Архивировано 31 января 2012 года.
  62. ↑ Котляр Павел. «Нам будет доступна практически вся Венера». Газета.Ru (17 мая 2022). Дата обращения: 4 июня 2022. Архивировано 4 июня 2022 года.
  63. ↑ Проект «ВЕНЕРА-Д» — Федеральная Космическая программа России. Институт Космических Исследований. Архивировано 31 января 2012 года.
  64. ↑ Перминов В. Аэростаты в небе Венеры. К 20-летию полета АМС «Вега» // Новости космонавтики : журнал. — 2005. — Август (т. 16, № 8 (271)). — С. 60—63. — ISSN 1561-1078. Архивировано 23 августа 2022 года.
  65. ↑ Myers, Robert. Robotic Balloon Probe Could Pierce Venus’s Deadly Clouds, SPACE.com (13 ноября 2002). Архивировано 21 марта 2012 года. Дата обращения: 23 марта 2011.
  66. ↑ Landis, Geoffrey A. Robotic Exploration of the Surface and Atmosphere of Venus (англ.) // Acta Astronautica : journal. — 2006. — Vol. 59, no. 7. — P. 570—579. — doi:10.1016/j.actaastro.2006.04.011. — Bibcode: 2006AcAau..59..570L.

Литература[править | править код]

  • 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.

Ссылки[править | править код]

  • Итоги основной миссии зонда «Венера-экспресс» на русском языке
  • Особенности атмосферы Венеры: итоги первого этапа миссии «Венера Экспресс»
  • 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
Источник

Масса Венеры, её плотность, а также наличие атмосферы являются определяющими в сходстве с Землёй. Из-за достаточно близкого расстояния к нашей планете, она является третьим по яркости объектом наблюдения на звёздном небе. Поэтому о Венере было известно ещё в период возникновения человеческой цивилизации.

Античный мир и Венера

Столь заметная звезда на небе не осталась без внимания в различных древних культурах. О Венере существуют упоминания в стародавней Индии. Её называли Шукра, по имени божества-повелителя этой планеты. В Древнем Египте она получила название богини Исиды. В Вавилоне её же прозвали звездой Иштар.

венера планета масса

Все вы слышали имя Афродита, именно так окрестили Венеру в античной Греции. Исторические упоминания о ней встречаются и в Римской империи, её нарекли планетой Люцифера. Существуют упоминания и в мусульманском мире, под именем Ап-Лат, а также Зухра. Что касается славянского мира, то в летописях встречается упоминание о ней под названием Денницы или Зарницы. Как мы видим, история поклонения культу Венеры настолько же уходит в глубину веков, как и Луны, и Солнца.

Ломоносов подарил надежду миру на «вторую Землю»

Первое доказательство существования Венеры как планеты реализовал Галилео Галилей в 1610 году. Несколько позже, 6 июня 1761 года, Михаил Ломоносов открыл, что на Венере существует атмосфера. В этот день она проходила по диску Солнца. Именно этого события с нетерпением дожидались астрономы целого мира.

масса атмосферы венеры

И только российский ученый Ломоносов обратил внимание на тонкое сияние вокруг планеты при ее прохождении сквозь диск Солнца. Это явление он расценил как наличие атмосферы вокруг Венеры, на основании того, что именно она вызывает преломление лучей света. Вывод М. В. Ломоносова оказался верным.

Планета-близнец действительно очень похожа на Землю по многим параметрам. Отношение массы Венеры к массе Земли – 0,815:1. Диаметр планеты на 650 километров меньше земного и составляет 12100 километров. Что касается силы тяжести, то она несколько меньше. Один килограмм земного груза на Венере будет весить около 850 грамм.

Тропикам не быть на Венере

Открытие Ломоносова, связанное с наличием у Венеры мощной атмосферы, казалось бы, окончательно подтвердило их сходство. Но дальнейшие исследования, в период космической эры, опровергли сходство состава атмосфер планет. Возможность не только наблюдать за ней в телескоп, но и посылать космические зонды развеяла мечты увидеть на Венере райский сад. То, что было обнаружено, кардинально отличается от земных условий. Наша планета обладает смесью основных газов: азота – 78%, кислорода – 21% и немного углекислого газа. В атмосфере Венеры в основном углекислый газ, по некоторым данным космических зондов, показатель близок к 96%, а также около 3% азота.

масса венеры равна

На остальные газы (пары воды, метан, аммиак, водород, серная кислота, инертные газы) приходится около 1%.

Агрессивна и неподатлива

В процессе исследования атмосферы Венеры постоянно корректировались данные о её составе и плотности. В первую очередь это связано со сложностями в процессе изучения. Атмосфера планеты достаточно облачна и визуально не просматривается. Температура разогретого воздуха достигает порядка +475 градусов Цельсия, а атмосферное давление превосходит Земное в 92 раза. Плотность настолько высока, что если вы бросите медную монету, то она будет падать подобно предмету, брошенному в воду. Суммарная масса атмосферы Венеры в 93 раз выше Земной и составляет 4,8·1020 килограмм.

Парниковый эффект изменил все

Высокая температура на Венере оказалась большой неожиданностью для учёных. Она самая горячая планета в нашей Солнечной системе, несмотря на то что получает в 4 раза меньше тепла, чем Меркурий. Только в результате тщательных исследований стало понятно, что большой уровень углекислого газа и паров воды стал причиной возникновения парникового эффекта.

отношение массы венеры

Из-за высокой температуры и медленного периода обращения вокруг собственной оси, в атмосфере планеты наблюдается повышенная циркуляция воздуха, скорость ветра достигает порядка 370 километров в час. Но где-то на высоте 50 километров скорость ветра постепенно уменьшается, а непосредственно на поверхности составляет не более 4 километров в час.

Масса Венеры и особенности её эволюции

На сегодня наиболее важной и пока нерешённой проблемой является понимание хода эволюции Венеры в прошлом, в результате которой сложились её отличительные особенности, мощная углекислая атмосфера с примесью азота и инертных газов и достаточно высокий дефицит воды.

Венера – планета, масса и состав которой характеризуют её как космическое тело Солнечной системы земной подгруппы. К ней также относятся Меркурий и Марс. Но они имеют не настолько сходные характеристики с Землей, как Венера. Недаром её считают «сестрой» нашей планеты. К примеру, средняя плотность Земли и Венеры практически идентична и составляет 5,24 грамм на кубический сантиметр. К тому же общая масса Венеры равна 4,8685·1024 килограмм, что примерно составляет 0,815 от массы Земли. Как видно, сравнительно с нашей планетой, её «сестра» имеет практически сходную массу.

Исследования скоро продолжатся

Уже более двух десятилетий не предпринимаются попытки исследовать поверхность Венеры. Причины достаточно очевидны, её среда считается самой агрессивной среди всех планет нашей Солнечной системы. Свинец, олово и цинк на её поверхности находятся в жидком состоянии. Что касается давления, то его можно сравнить с тем, которое присутствует на глубине одного километра под водой на Земле. При таких жёстких условиях отправляемая аппаратура просто не выдерживает. В 1982 году посланный на Венеру спускаемый аппарат «Венера-13» проработал всего 127 минут, после чего вышел из строя.

Основной проблемой является то, что многие материалы при температуре около +475 градусов Цельсия начинают менять свои характеристики. Один из них – это кремний, он входит в состав плат и микросхем. При такой температуре у него повышается электропроводность, что приводит в негодность оборудование.

масса и радиус венеры

Учёным придётся немало потрудиться, чтобы защитить и охладить оборудование. Несмотря на то что масса Венеры составляет всего лишь 0,18% от общей массы планет Солнечной системы, она остаётся уникальным и интересным объектом для исследования.

Сколько будет стоить один грамм почвы c Венеры?

Следующим пунктом исследования Венеры, на сегодня сложно реализуемым, является забор грунта планеты и доставка его на Землю. Для этого, как вы понимаете, космический аппарат должен покинуть планету. И тогда, когда вы определите первую космическую скорость для Венеры, масса которой близка к земной, поймёте уровень всей сложности. Дело в том, что вместе с аппаратом необходимо доставить топливо, чтобы он смог покинуть планету и доставить ценный груз. Для расчёта первой космической скорости вам потребуется найти, каковы масса и радиус Венеры. Используя эти данные, после расчётов получим: скорость аппарата для того, чтобы он вышел на её орбиту, должна составлять 7,32 км/с.

определите первую космическую скорость для венеры масса

Как показывает научно-технический прогресс, до некоторого времени невыполнимыми считались запуск спутника в космос, полет на Луну, посадка космических модулей на поверхности других планет, космический аппарат «Вояджер-2», покинувший Солнечную систему. Возможно, в ближайшем будущем технологии позволят не только исследовать планеты нашей системы, но и летать к далёким звёздным системам. Будем надеяться, что это станет реальностью наших потомков.

Источник

Добавить комментарий