В атмосфере Венеры есть и другие компоненты, но в очень малом количестве. На дневной стороне Венеры облака достигают высоты около 65 км, а на ночной — 90 и более км. В облаках Венеры были обнаружены и крупные несферические частицы. Атмосфера Венеры находится в состоянии сильной циркуляции и вращения.
Но по мере уменьшения высоты скорость ветра снижается, и у поверхности достигает значений порядка метра в секунду. Атмосфера Венеры состоит из углекислого газа, небольшого количества азота и ещё меньшего — других веществ. Это результат того, что атмосфера Венеры значительно плотнее земной. В верхних слоях атмосферы Венеры это соотношение в 1,5—2 раза выше, чем в целом по атмосфере. Большое количество CO2 в атмосфере вместе с парами воды, сернистым газом и составляющими облаков создаёт сильный парниковый эффект.
Табл. 8.7. Координаты планеты в точке афелия
Циркуляция в тропосфере Венеры примерно соответствует так называемому циклострофическому приближению. Линейная скорость ветров на этой высоте ниже широты 50° составляет около 100 ± 10 м/с, и они являются ретроградными, то есть дуют в направлении, обратном вращению планеты. Предполагается, что все ветра на Венере, в конечном счёте, обусловлены конвекцией. Более низкая температура, вероятно, вызвана подъёмом воздуха в них и адиабатическим охлаждением.
Облака находятся на высоте 70—72 км, что на 5 км выше, чем на полюсах и меньших широтах. Вблизи их внешних границ линейная скорость ветра достигает 35—50 м/с и уменьшается до нуля в центрах. Температура в верхних облаках полярных вихрей гораздо выше, чем в близлежащих полярных воротниках, и достигает 250 К (−23 °С).
Первый вихрь на Венере был обнаружен на северном полюсе аппаратом «Пионер-Венера-1» в 1978 году. Мезосфера Венеры находится на высотах между 65 и 120 км. Далее начинается термосфера, достигающая верхней границы атмосферы (экзосферы) на высоте 220—350 км. Мезосфера Венеры может быть разделена на два уровня: нижний (62—73 км) и верхний (73—95 км).
Экзопланеты и их родительские звезды.
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. В противоположность этому, ночная сторона термосферы является самым холодным местом на Венере: её температура — 100 К (−173 °C). Её иногда называют криосферой.
Солнечная Система
Венера имеет вытянутую ионосферу, расположенную на высоте 120—300 км и почти совпадающую с термосферой. Ионосфера Венеры состоит из трёх слоев: 120—130 км, 140—160 км и 200—250 км. Основные ионы в первом и втором слое — это ионы O2+, в то время как третий слой состоит из ионов O+. Этот процесс можно представить в виде силовых линий, обтекающих препятствие — в данном случае Венеру.
В подсолнечной точке ударная волна находится на высоте 1900 км (0,3Rv, где Rv — радиус Венеры). Вблизи её максимума эта высота может быть в несколько раз меньше. Энергия электронов и ионов в хвосте магнитосферы составляет около 100 эВ и 1000 эВ соответственно. В связи с отсутствием у Венеры собственного магнитного поля солнечный ветер проникает глубоко в её экзосферу, что ведет к существенным потерям атмосферы.
Облака Венеры довольно плотны и состоят из сернистого газа и капель серной кислоты. Молнии Венеры примечательны тем, что они, в отличие от молний Юпитера, Сатурна и (в большинстве случаев) Земли, не связаны с водяными облаками.
Экзаменационные билеты с ответами по астрономии 11 класс.
Но на Земле существуют организмы, обитающие в экстремальных условиях (экстремофилы), что свидетельствует о возможности обитания подобных организмов и на второй планете Солнечной системы. Однако жизнь может существовать в местах с менее экстремальными, чем на поверхности, условиями, например, в облаках. Микробы в плотной, облачной атмосфере могут быть защищены от солнечного излучения соединениями серы в воздухе.
Кроме того, нет причин считать, что на Венеру не действовали процессы, снабдившие водой Землю (воду мог содержать сформировавший планеты материал и (или) привнести кометы). М. В. Ломоносов дал правильное научное объяснение этому явлению, считая его результатом рефракции солнечных лучей в атмосфере Венеры.
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. Предложенный в рамках программы New Frontiers зонд Venus In-Situ Explorer, предположительно, будет исследовать Венеру с помощью орбитального аппарата, аэростата и посадочного модуля.
Рентгеновские двойные звезды
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. В рамках Федеральной Космической программы Россия планирует после 2024 года запустить к Венере аппарат «Венера-Д», в число задач которого будет входить и изучение атмосферы.
В книге в популярной форме рассказывается о советской программе изучения планеты Венера с помощью автоматических космических станций. Автоматические станции «Марс-4», «Марс-5», «Марс-6» и «Марс-7» в феврале-марте 1973 года, завершив программу исследований, передали на Землю новые уникальные данные об этой планете.
Каждый вихрь имеет двойной глаз и характерный S-образный рисунок облаков. Оно рассматривается как индуцированная магнитосфера Венеры. Лёгкие газы, в том числе водяной пар, постоянно сдуваются солнечным ветром через индуцированный хвост магнитосферы. Справа — все компоненты, кроме углекислого газа и азота (вместе не составляющие даже десятой доли процента).
В первом слое температура почти постоянна и составляет 230 К (−43 °С). Этот уровень совпадает с верхней границей облаков
Хотя процентное содержание азота там намного меньше, чем в атмосфере Земли (3,5 % против 78 %), его общая масса примерно вчетверо больше. Это диоксид серы (SO2), водяной пар (H2O), угарный газ (CO), инертные газы, хлороводород (HCl) и фтороводород (HF). На потерю планетой большого количества водорода указывает высокое содержание в оставшемся водороде дейтерия (он, как тяжёлый изотоп, теряется медленнее).
Скорость ветров на Венере может быть непосредственно измерена только в верхних слоях тропосферы (тропопаузе) между 60 и 70 км, что соответствует верхнему слою облаков. Верхние слои атмосферы Венеры можно исследовать с Земли в тех редких случаях, когда планета проходит по диску Солнца. Тропосфера Венеры содержит 99 % всей атмосферы планеты по массе. 90 % атмосферы Венеры находится в пределах 28 км от поверхности.