Атмасфера Венеры
Атмасфера Венеры нашмат шчыльней і гарачэй атмасферы Зямлі: тэмпература ў паверхні складае 740 К (467 °C) з ціскам каля 93 бар[1]. Атмасфера Венеры змяшчае непразрыстыя аблокі з сернай кіслаты, што робіць немагчымым правядзенне аптычных назіранняў паверхні. З гэтай прычыны тапаграфічная інфармацыя аб паверхні атрымліваецца дзякуючы радыёлакацыйным даследаванням[1]. Асноўнымі газамі, складнікамі атмасферы, з’яўляюцца двухвокіс вугляроду і азот. Іншыя хімічныя злучэнні прысутнічаюць толькі ў следавых колькасцях[1].
Атмасфера планеты знаходзіцца ў стане моцнай цыркуляцыі і кручэння[2]. Поўны цыкл кручэння атмасферы складае ўсяго чатыры зямных дня, што ў шмат разоў хутчэй перыяду кручэння планеты (243 дні)[3]. Ветры пры такім хуткім кручэнні маюць хуткасць да 100 м/с (~360 км/г)[2], што перавышае хуткасць кручэння пунктаў на экватары планеты ў 60 разоў. Для параўнання, на Зямлі самыя моцныя ветры маюць ад 10 % да 20 % хуткасці кручэння пунктаў на экватары[4]. З іншага боку, хуткасць ветру зніжаецца па меры памяншэння вышыні, дасягаючы 10 км/г каля паверхні[5]. Недалёка ад палюсоў існуюць антыцыкланічныя структуры, званыя палярнымі віхурамі. Кожны віхур мае двайное вока і характэрны S-вобразны малюнак аблокаў[6].
У адрозненні ад Зямлі, Венера не мае магнітнага поля, і яе іанасфера аддзяляе атмасферу ад касмічнай прасторы і сонечнага ветра. Іянізаваны пласт не прапускае сонечнае магнітнае поле, надаючы Венеры асаблівае магнітнае асяроддзе. Яно разглядаецца як індукаваная магнітасфэра Венеры. Лёгкія газы, у тым ліку вадзяная пара, пастаянна здзімаюцца сонечным ветрам праз індукаваны хвост магнітасфэры[2]. Мяркуецца, што атмасфера Венеры каля 4 мільярдаў гадоў таму была больш падобная на зямную з вадкай вадой на паверхні. Незваротны парніковы эфект, магчыма, быў выкліканы выпарэннем паверхневай вады і наступным павышэннем узроўняў іншых парніковых газаў[7].[8].
Нягледзячы на экстрэмальныя ўмовы на паверхні планеты, атмасферны ціск і тэмпература на вышыні 50-65 км маюць практычна такія ж значэння, як і на паверхні Зямлі, што робіць верхнія слаі атмасферы Венеры найбольш падобнымі на зямныя ў Сонечнай сістэме (прычым нават больш, чым на паверхні Марса). Праз падабенства ціску і тэмпературы, а таксама таго факту, што паветра для дыхання (21 % кіслароду, 78 % азоту) на Венеры з’яўляецца ўзнімальным газам (гэтак жа, як гелій з’яўляецца ўзнімальным газам на Зямлі), верхнія слаі атмасферы былі прапанаваны навукоўцамі ў якасці падыходнага месца для даследавання і каланізацыі[9].
Зноскі
- ↑ а б в Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. (2003). "The surface of Venus" (abstract page). Rep. Prog. Phys. 66 (10): 1699–1734. doi:. Bibcode: 2003RPPh...66.1699B. http://www.iop.org/EJ/abstract/0034-4885/66/10/R04/.
- ↑ а б в Svedhem, Hakan; Titov, Dmitry V.; Taylor, Fredric V.; Witasse, Oliver (2007). "Venus as a more Earth-like planet". Nature 450 (7170): 629–632. doi:. PMID 18046393. Bibcode: 2007Natur.450..629S.
- ↑ Венера Архівавана 21 снежня 2012. — статья в БСЭ
- ↑ Dennis Normile (7 May 2010). "Mission to probe Venus's curious winds and test solar sail for propulsion". Science 328 (5979): 677. doi:. PMID 20448159. Bibcode: 2010Sci...328..677N.
- ↑ DK Space Encyclopedia: Atmosphere of Venus p 58.
- ↑ Piccioni, G.; Drossart, P.; Sanchez-Lavega, A.; et al. (2007). "South-polar features on Venus similar to those near the north pole". Nature 450 (7170): 637–640. doi:. PMID 18046395. Bibcode: 2007Natur.450..637P.
- ↑ Kasting, J (1988). "Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus". Icarus 74 (3): 472–494. doi:. PMID 11538226. Bibcode: 1988Icar...74..472K.
- ↑ How Hot is Venus? (1 мая 2006). Архівавана з першакрыніцы 31 студзеня 2012. Праверана 3 верасня 2015.
- ↑ Landis, Geoffrey A. (2003). "Colonization of Venus". AIP Conf. Proc. 654 (1): 1193–1198. doi:. Bibcode: 2003AIPC..654.1193L. http://link.aip.org/link/?APCPCS/654/1193/1. Retrieved on 13 студзеня 2022. Архівавана 11 ліпеня 2012.