stringtranslate.com

Атмосфера Венеры

Атмосфера Венеры — это очень плотный слой газов, окружающих планету Венера . Атмосфера Венеры состоит на 96,5% из углекислого газа и на 3,5% из азота , а другие химические соединения присутствуют лишь в следовых количествах. [1] Она намного плотнее и горячее, чем на Земле ; температура на поверхности составляет 740  К (467 °C, 872 °F), а давление — 93 бара (1350 фунтов на квадратный дюйм), что примерно соответствует давлению на глубине 900 м (3000 футов) под водой на Земле. Атмосфера Венеры поддерживает слои непрозрачных облаков серной кислоты , которые покрывают всю планету, препятствуя оптическому наземному и орбитальному наблюдению за поверхностью. Информация о топографии поверхности была получена исключительно с помощью радиолокационных изображений .

Помимо самых поверхностных слоев, атмосфера находится в состоянии интенсивной циркуляции. [3] Верхний слой тропосферы демонстрирует явление супервращения , при котором атмосфера облетает планету всего за четыре земных дня, что намного быстрее, чем сидерические сутки планеты , составляющие 243 дня. Ветры, поддерживающие супервращение, дуют со скоростью 100 м/с (≈360 км/ч или 220 миль/ч) [3] или больше. Ветры движутся со скоростью, в 60 раз превышающей скорость вращения планеты, в то время как самые быстрые ветры Земли имеют скорость всего лишь 10–20 % скорости вращения. [4] С другой стороны, скорость ветра становится все медленнее по мере уменьшения высоты над поверхностью, при этом бриз едва достигает скорости 2,8 м/с (≈10 км/ч или 6,2 миль/ч) на поверхности. [5] Вблизи полюсов находятся антициклонические структуры, называемые полярными вихрями . Каждый вихрь имеет двойной глаз и демонстрирует характерный S - образный рисунок облаков. [6] Выше находится промежуточный слой мезосферы , который отделяет тропосферу от термосферы . [3] [2] Термосфера также характеризуется сильной циркуляцией, но по своей природе она сильно отличается — газы, нагретые и частично ионизированные солнечным светом в освещенном солнцем полушарии, мигрируют в темное полушарие, где они рекомбинируют и падают . [2]

В отличие от Земли, Венера не имеет магнитного поля. Ее ионосфера отделяет атмосферу от внешнего космоса и солнечного ветра . Этот ионизированный слой исключает солнечное магнитное поле , давая Венере особую магнитную среду. Это считается индуцированной магнитосферой Венеры . Более легкие газы, включая водяной пар, непрерывно уносятся солнечным ветром через индуцированный магнитный хвост . [3] Предполагается, что атмосфера Венеры примерно до 4 миллиардов лет назад была больше похожа на атмосферу Земли с жидкой водой на поверхности. Неконтролируемый парниковый эффект мог быть вызван испарением поверхностной воды и последующим повышением уровней других парниковых газов . [7] [8]

Несмотря на суровые условия на поверхности, атмосферное давление и температура на высоте около 50–65 км над поверхностью планеты почти такие же, как на Земле, что делает ее верхнюю атмосферу наиболее похожей на Землю областью в Солнечной системе , даже больше, чем поверхность Марса . Из-за сходства давления и температуры, а также того факта, что пригодный для дыхания воздух (21% кислорода , 78% азота ) является подъемным газом на Венере так же, как гелий является подъемным газом на Земле, верхняя атмосфера была предложена в качестве места как для исследования , так и для колонизации . [9]

История

Христиан Гюйгенс был первым, кто выдвинул гипотезу о существовании атмосферы на Венере. Во второй книге «Космотеора», опубликованной в 1698 году, он пишет: [10]

Я часто удивлялся, что когда я наблюдал Венеру в ее ближайшем к Земле положении, когда она напоминала полумесяц, только что начавший приобретать что-то вроде рогов, через телескоп длиной 45 или 60 футов, она всегда казалась мне одинаково ясной, так что я не могу сказать, что заметил хотя бы одну точку на ней, хотя на Юпитере и Марсе, которые кажутся нам гораздо меньшими, они воспринимаются очень ясно. Ибо если бы у Венеры были такие вещи, как Море и Земля, первое обязательно должно было бы казаться гораздо более темным, чем другое, в чем каждый может убедиться сам, что с очень высокой Горы будет смотреть на нашу Землю сверху вниз. Я думал, что, возможно, слишком яркий Свет Венеры мог быть причиной этого одинакового вида; но когда я использовал для этой цели закопченный бинокль, это было все то же самое. Что же тогда, должно быть, у Венеры нет Моря, или Воды там отражают Свет больше, чем наши, или их Земля меньше? или, скорее (что наиболее вероятно, по моему мнению), не является ли весь этот Свет, который мы видим, отражением от атмосферы, окружающей Венеру, которая, будучи более плотной и твердой, чем атмосфера Марса или Юпитера, мешает нам видеть что-либо на самом земном шаре и в то же время способна отсылать обратно Лучи, которые она получает от Солнца?

Решающее доказательство наличия атмосферы у Венеры было предоставлено Михаилом Ломоносовым на основе его наблюдений за прохождением Венеры в 1761 году в небольшой обсерватории недалеко от его дома в Санкт-Петербурге , Россия . [11]

Структура и состав

Состав

Состав атмосферы Венеры. Диаграмма справа представляет собой развернутый вид микроэлементов, которые все вместе не составляют даже десятой доли процента.

Атмосфера Венеры состоит на 96,5% из углекислого газа , на 3,5% из азота и следов других газов, в первую очередь из диоксида серы . [12] Количество азота в атмосфере относительно невелико по сравнению с количеством углекислого газа, но поскольку атмосфера намного толще земной, ее общее содержание азота примерно в четыре раза выше, чем на Земле, хотя на Земле азот составляет около 78% атмосферы. [1] [13]

Атмосфера содержит ряд соединений в небольших количествах, включая некоторые на основе водорода , такие как хлористый водород (HCl) и фтористый водород (HF). Также присутствуют оксид углерода , водяной пар и атомарный кислород . [2] [3] Водорода в атмосфере Венеры относительно мало. Предполагается, что большое количество водорода планеты было потеряно в космосе, [14] а остальная часть в основном связана в водяном паре и серной кислоте (H 2 SO 4 ). Убедительным доказательством значительной потери водорода в течение исторической эволюции планеты является очень высокое отношение D–H, измеренное в атмосфере Венеры. [3] Это отношение составляет около 0,015–0,025, что в 100–150 раз выше земного значения 1,6 × 10 −4 . [2] [15] Согласно некоторым измерениям, в верхней атмосфере Венеры отношение D/H в 1,5 раза выше, чем в основной атмосфере. [2]

Состав атмосферы
Зеленый цвет — водяной пар, красный — углекислый газ, WN — волновое число (другие цвета имеют иное значение, более короткие длины волн справа, более длинные слева).

Фосфин

В 2020 году было много дискуссий относительно того, может ли фосфин (PH 3 ) присутствовать в следовых количествах в атмосфере Венеры. Это было бы примечательно, поскольку фосфин является потенциальным биомаркером, указывающим на присутствие жизни. Это было вызвано объявлением в сентябре 2020 года о том, что это соединение было обнаружено в следовых количествах. Ни один известный абиотический источник, присутствующий на Венере, не мог производить фосфин в обнаруженных количествах. [18] [19] При обзоре была обнаружена ошибка интерполяции, которая привела к появлению нескольких ложных спектроскопических линий, включая спектральную особенность фосфина. Повторный анализ данных с фиксированным алгоритмом либо не привел к обнаружению фосфина [20] [21] , либо обнаружил его с гораздо более низкой концентрацией 1 ppb. [22]

Объявление способствовало повторному анализу данных Pioneer Venus , которые обнаружили, что часть спектральных характеристик хлора и все сероводорода связаны с фосфином , что означает более низкую, чем предполагалось, концентрацию хлора и необнаружение сероводорода . [23] Другой повторный анализ архивных инфракрасных спектральных измерений, проведенных инфракрасным телескопом NASA в 2015 году, не выявил фосфина в атмосфере Венеры, установив верхний предел концентрации фосфина на уровне 5 ppb — четверть спектроскопического значения, зарегистрированного в сентябре. [24]

В 2022 году не было объявлено об обнаружении фосфина с верхним пределом концентрации 0,8 ppb для венерианских высот 75–110 км. [25]

В сентябре 2024 года предварительный анализ данных JCMT-Venus подтвердил наличие фосфина в атмосфере Венеры, с концентрацией 300 ppb на высоте 55 км. Дальнейшая обработка данных все еще необходима для измерения концентрации фосфина глубже в облачном слое Венеры. [26]

Аммиак

Аммиак в атмосфере Венеры был предварительно обнаружен двумя атмосферными зондами - Venera 8 и Pioneer Venus Multiprobe , хотя в то время обнаружение было отклонено из-за плохо изученного поведения датчиков в среде Венеры, а также из-за того, что аммиак считался химически нестабильным в сильно окислительной атмосфере Венеры. [27]

Тропосфера

Сравнение составов атмосфер – Венера , Марс , Земля (прошлое и настоящее).

Атмосфера делится на ряд секций в зависимости от высоты. Самая плотная часть атмосферы, тропосфера , начинается у поверхности и простирается вверх до 65 км. Ветры медленные у поверхности, [1] но в верхней части тропосферы температура и давление достигают земных значений, а облака набирают скорость до 100 м/с (360 км/ч). [3] [28]

Рисунок 1761 года Михаила Ломоносова в его работе об открытии атмосферы Венеры

Атмосферное давление на поверхности Венеры примерно в 92 раза больше, чем на Земле, что сопоставимо с давлением на глубине 900 м (3000 футов) под поверхностью океана. Масса атмосферы составляет 4,8 × 1020 кг, что примерно в 93 раза больше массы всей атмосферы Земли. [29] Плотность воздуха на поверхности составляет 65 кг/м 3 , [29] что составляет 6,5% от плотности жидкой воды на Земле. [30] Давление, обнаруженное на поверхности Венеры, достаточно высоко, чтобы углекислый газ технически больше не был газом, а сверхкритической жидкостью . Этот сверхкритический углекислый газ образует своего рода море с плотностью воды 6,5%, [30] которое покрывает всю поверхность Венеры. Это море сверхкритического углекислого газа очень эффективно переносит тепло, смягчая перепады температур между ночью и днем ​​(которые длятся 56 земных дней). [31] В частности, при возможных более высоких атмосферных давлениях в прошлом Венеры мог образоваться еще более жидкий слой сверхкритического углекислого газа, формирующий ландшафт Венеры; в целом неясно, как ведет себя и формируется сверхкритическая среда. [32]

Большое количество CO 2 в атмосфере вместе с водяным паром и диоксидом серы создают сильный парниковый эффект , удерживая солнечную энергию и повышая температуру поверхности примерно до 740 К (467 °C), [13] горячее, чем любая другая планета земной группы в Солнечной системе , даже Меркурий, несмотря на то, что он расположен дальше от Солнца и получает только 25% солнечной энергии (на единицу площади), которую получает Меркурий. [ требуется ссылка ] Средняя температура на поверхности выше точек плавления свинца (600 К, 327 °C), олова (505 К, 232 °C) и цинка (693 К, 420 °C). Толстая тропосфера также делает разницу в температуре между дневной и ночной стороной небольшой, хотя медленное ретроградное вращение планеты приводит к тому, что один солнечный день длится 116,5 земных дней. Поверхность Венеры проводит 58,3 дня в темноте, прежде чем солнце снова взойдет за облаками. [1]

Тропосфера на Венере содержит 99% атмосферы по массе. 90% атмосферы Венеры находится в пределах 28 км (17,5 миль) от поверхности; для сравнения, 90% атмосферы Земли находится в пределах 16 км (10 миль) от поверхности. На высоте 50 км (31 миля) атмосферное давление примерно равно давлению на поверхности Земли. [34] На ночной стороне Венеры облака все еще можно найти на высоте 80 км (50 миль) над поверхностью. [35]

Высота тропосферы, наиболее схожая с земной, находится вблизи тропопаузы — границы между тропосферой и мезосферой. Она расположена немного выше 50 км. [28] Согласно измерениям зондов Magellan и Venus Express , высота от 52,5 до 54 км имеет температуру от 293 К (20 °C) до 310 К (37 °C), а высота 49,5 км над поверхностью — это то место, где давление становится таким же, как на Земле на уровне моря. [28] [36] Поскольку корабли с экипажами, отправленные на Венеру, смогут в определенной степени компенсировать разницу в температуре, то где-то от 50 до 54 км или около того над поверхностью будет самой легкой высотой для базирования исследования или колонии, где температура будет в критическом диапазоне «жидкой воды» от 273 К (0 °C) до 323 К (50 °C), а давление воздуха будет таким же, как в обитаемых регионах Земли. [9] [37] Поскольку CO2 тяжелее воздуха, воздух колонии (азот и кислород) мог бы поддерживать конструкцию на такой высоте, как дирижабль .

Циркуляция

Составное изображение полярного вихря Венеры в ярко-красном цвете (красное изображение — инфракрасный вид горячих высоких облаков, а серое изображение — ультрафиолетовый вид нижних облаков)

Циркуляция в тропосфере Венеры следует так называемому циклострофическому потоку . [3] Ее скорости ветра грубо определяются балансом градиента давления и центробежных сил в почти чисто зональном потоке . Напротив, циркуляция в атмосфере Земли регулируется геострофическим балансом. [3] Скорости ветра Венеры можно напрямую измерить только в верхней тропосфере (тропопаузе), на высоте от 60 до 70 км, что соответствует верхнему облачному ярусу. [38] Движение облаков обычно наблюдается в ультрафиолетовой части спектра , где контраст между облаками самый высокий. [38] Линейные скорости ветра на этом уровне составляют около 100 ± 10 м/с на широте ниже 50°. Они ретроградны в том смысле, что дуют в направлении ретроградного вращения планеты. [38] Ветры быстро уменьшаются по направлению к более высоким широтам, в конечном итоге достигая нуля на полюсах. Такие сильные ветры на вершине облаков вызывают явление, известное как супервращение атмосферы. [3] Другими словами, эти высокоскоростные ветры облетают всю планету быстрее, чем вращается сама планета. [37] Супервращение на Венере является дифференциальным, что означает, что экваториальная тропосфера супервращается медленнее, чем тропосфера в средних широтах. [38] Ветры также имеют сильный вертикальный градиент. Они снижаются глубоко в тропосфере со скоростью 3 м/с на км. [3] Ветры вблизи поверхности Венеры намного медленнее, чем на Земле. Они фактически движутся со скоростью всего несколько километров в час (обычно менее 2 м/с и в среднем от 0,3 до 1,0 м/с), но из-за высокой плотности атмосферы на поверхности этого все еще достаточно, чтобы переносить пыль и мелкие камни по поверхности, во многом подобно медленному течению воды. [1] [39]

Меридиональная (северо-южная) составляющая атмосферной циркуляции в атмосфере Венеры. Обратите внимание, что меридиональная циркуляция намного ниже зональной циркуляции, которая переносит тепло между дневной и ночной сторонами планеты

Все ветры на Венере в конечном итоге обусловлены конвекцией . [3] Горячий воздух поднимается в экваториальной зоне, где концентрируется солнечное тепло, и течет к полюсам. Такое почти общепланетное переворачивание тропосферы называется циркуляцией Хэдли . [3] Однако меридиональные движения воздуха намного медленнее зональных ветров. Полюсная граница общепланетной ячейки Хэдли на Венере находится вблизи ±60° широты. [3] Здесь воздух начинает опускаться и возвращается к экватору под облаками. Эта интерпретация подтверждается распределением оксида углерода , который также концентрируется вблизи ±60° широты. [3] По направлению к полюсу от ячейки Хэдли наблюдается иная картина циркуляции. В диапазоне широт 60°–70° существуют холодные полярные воротники. [3] [6] Они характеризуются температурами примерно на 30–40 К ниже, чем в верхней тропосфере на близлежащих широтах. [6] Более низкая температура, вероятно, вызвана подъемом воздуха в них и последующим адиабатическим охлаждением. [6] Такая интерпретация подтверждается более плотными и высокими облаками в воротниках. Облака лежат на высоте 70–72 км в воротниках — примерно на 5 км выше, чем на полюсах и низких широтах. [3] Может существовать связь между холодными воротниками и высокоскоростными струйными течениями средних широт, в которых ветры дуют со скоростью до 140 м/с. Такие струи являются естественным следствием циркуляции типа Хэдли и должны существовать на Венере между 55 и 60° широты. [38]

Странные структуры, известные как полярные вихри, лежат внутри холодных полярных воротников. [3] Это гигантские ураганные штормы, в четыре раза больше своих земных аналогов. Каждый вихрь имеет два «глаза» — центра вращения, которые соединены отчетливыми S-образными облачными структурами. Такие двухглазые структуры также называются полярными диполями . [6] Вихри вращаются с периодом около 3 дней в направлении общего супервращения атмосферы. [6] Линейные скорости ветра составляют 35–50 м/с вблизи их внешних краев и нулевые на полюсах. [6] Температура на вершинах облаков в каждом полярном вихре намного выше, чем в соседних полярных воротниках, и достигает 250 К (−23 °C). [6] Традиционная интерпретация полярных вихрей заключается в том, что они являются антициклонами с нисходящим потоком в центре и восходящим потоком в холодных полярных воротниках. [6] Этот тип циркуляции напоминает зимний полярный антициклонический вихрь на Земле, особенно тот, что обнаружен над Антарктидой . Наблюдения в различных инфракрасных атмосферных окнах показывают, что антициклоническая циркуляция, наблюдаемая вблизи полюсов, проникает на глубину до 50 км, т. е. до основания облаков. [6] Полярная верхняя тропосфера и мезосфера чрезвычайно динамичны; большие яркие облака могут появляться и исчезать в течение нескольких часов. Одно из таких событий наблюдалось Venus Express между 9 и 13 января 2007 года, когда южный полярный регион стал ярче на 30%. [38] Это событие, вероятно, было вызвано инъекцией диоксида серы в мезосферу, который затем конденсировался, образуя яркую дымку. [38] Два глаза в вихрях еще предстоит объяснить. [40]

Ложное цветное ближнее инфракрасное (2,3 мкм) изображение глубокой атмосферы Венеры, полученное Галилеем , красные области — это сигнатуры горячей поверхности, излучающей через атмосферу относительно беспрепятственно. Темные пятна — это облака, силуэты которых вырисовываются на фоне очень горячей нижней атмосферы, испускающей тепловое инфракрасное излучение.

Первый вихрь на Венере был обнаружен на северном полюсе миссией Pioneer Venus в 1978 году. [41] Открытие второго большого «двуглазого» вихря на южном полюсе Венеры было сделано летом 2006 года аппаратом Venus Express , что не стало неожиданностью. [40]

Снимки с орбитального аппарата Акацуки показали нечто похожее на струйные потоки в области низких и средних облаков, которая простирается от 45 до 60 км в высоту. Скорость ветра достигала максимума вблизи экватора. В сентябре 2017 года ученые JAXA назвали это явление «венерианской экваториальной струей». [42]

Верхние слои атмосферы и ионосфера

Мезосфера Венеры простирается от 65 км до 120 км в высоту, а термосфера начинается примерно на высоте 120 км, в конечном итоге достигая верхней границы атмосферы (экзосферы) примерно на высоте 220–350 км. [28] Экзосфера начинается , когда атмосфера становится настолько тонкой, что среднее число столкновений на одну молекулу воздуха становится меньше одного.

Мезосферу Венеры можно разделить на два слоя: нижний между 62 и 73 км [43] и верхний между 73 и 95 км. [28] В первом слое температура почти постоянна и составляет 230 К (−43 °C). Этот слой совпадает с верхним облачным слоем. Во втором слое температура снова начинает снижаться, достигая примерно 165 К (−108 °C) на высоте 95 км, где начинается мезопауза . [28] Это самая холодная часть дневной атмосферы Венеры. [2] В дневной мезопаузе, которая служит границей между мезосферой и термосферой и расположена между 95 и 120 км, температура увеличивается до постоянного значения — около 300–400 К (27–127 °C) — значения, преобладающего в термосфере. [2] Напротив, ночная венерианская термосфера является самым холодным местом на Венере с температурой всего 100 К (−173 °C). Ее даже называют криосферой. [2]

Модели циркуляции в верхней мезосфере и термосфере Венеры полностью отличаются от таковых в нижней атмосфере. [2] На высотах 90–150 км венерианский воздух перемещается с дневной стороны планеты на ночную, с подъемом над освещенным полушарием и опусканием над темным полушарием. Опускание над ночной стороной вызывает адиабатический нагрев воздуха, который образует теплый слой в ночной мезосфере на высотах 90–120 км. [3] [2] Температура этого слоя — 230 К (−43 °C) — намного выше типичной температуры, обнаруженной в ночной термосфере — 100 К (−173 °C). [2] Воздух, циркулирующий с дневной стороны, также несет атомы кислорода, которые после рекомбинации образуют возбужденные молекулы кислорода в долгоживущем синглетном состоянии ( 1 Δ g ) , которые затем релаксируют и испускают инфракрасное излучение на длине волны 1,27 мкм. Это излучение с высоты 90–100 км часто наблюдается с земли и космических аппаратов. [44] Ночная верхняя мезосфера и термосфера Венеры также являются источником нелокальных термодинамически равновесных выбросов молекул CO 2 и оксида азота , которые отвечают за низкую температуру ночной термосферы. [44]

Зонд Venus Express показал с помощью звездного затмения , что атмосферная дымка простирается гораздо дальше на ночной стороне, чем на дневной. На дневной стороне облачный слой имеет толщину 20 км и простирается примерно до 65 км, тогда как на ночной стороне облачный слой в виде густой дымки достигает высоты до 90 км — далеко в мезосферу, продолжаясь еще дальше до 105 км в виде более прозрачной дымки. [35] В 2011 году космический аппарат обнаружил, что Венера имеет тонкий озоновый слой на высоте 100 км. [45]

Венера имеет протяженную ионосферу , расположенную на высотах 120–300 км. [28] Ионосфера почти совпадает с термосферой. Высокие уровни ионизации сохраняются только над дневной стороной планеты. Над ночной стороной концентрация электронов почти равна нулю. [28] Ионосфера Венеры состоит из трех слоев: v1 между 120 и 130 км, v2 между 140 и 160 км и v3 между 200 и 250 км. [28] Может быть дополнительный слой около 180 км. Максимальная объемная плотность электронов (количество электронов в единице объема) 3 × 1011  м −3 достигается в слое v2 вблизи подсолнечной точки . [28] Верхняя граница ионосферы (ионопауза) расположена на высотах 220–375 км и отделяет плазму планетарного происхождения от плазмы индуцированной магнитосферы . [46] [47] Основным ионным видом в слоях v1 и v2 является ион O2 + , тогда как слой v3 состоит из ионов O + . [28] Наблюдается, что ионосферная плазма находится в движении; солнечная фотоионизация на дневной стороне и рекомбинация ионов на ночной стороне являются процессами, в основном ответственными за ускорение плазмы до наблюдаемых скоростей. Поток плазмы, по-видимому, достаточен для поддержания ночной ионосферы на наблюдаемом среднем уровне или около него плотности ионов. [48]

Ионосфера Венеры и ее взаимодействие с солнечным ветром .

Индуцированная магнитосфера

Венера взаимодействует с солнечным ветром. Показаны компоненты индуцированной магнитосферы.

Известно, что у Венеры нет магнитного поля . [46] [47] Причина его отсутствия не совсем ясна, но она может быть связана с пониженной интенсивностью конвекции в мантии Венеры . У Венеры есть только индуцированная магнитосфера, образованная магнитным полем Солнца, переносимым солнечным ветром . [46] Этот процесс можно понимать как обертывание линий поля вокруг препятствия — в данном случае Венеры. Индуцированная магнитосфера Венеры имеет ударную волну , магнитооболочку , магнитопаузу и магнитный хвост с токовым слоем . [46] [47]

В подсолнечной точке ударная волна находится на высоте 1900 км (0,3 R v , где R v — радиус Венеры) над поверхностью Венеры. Это расстояние было измерено в 2007 году вблизи минимума солнечной активности. [47] Вблизи максимума солнечной активности она может быть в несколько раз дальше от планеты. [46] Магнитопауза расположена на высоте 300 км. [47] Верхняя граница ионосферы ( ионопаузы) находится около 250 км. Между магнитопаузой и ионопаузой существует магнитный барьер — локальное усиление магнитного поля, которое не позволяет солнечной плазме проникать глубже в атмосферу Венеры, по крайней мере вблизи минимума солнечной активности . Магнитное поле в барьере достигает до 40  нТл . [47] Магнитный хвост продолжается до десяти радиусов от планеты. Это самая активная часть магнитосферы Венеры. В хвосте происходят события пересоединения и ускорения частиц . Энергии электронов и ионов в хвосте магнитосферы составляют около 100 и 1000  эВ соответственно. [49]

Из-за отсутствия собственного магнитного поля на Венере солнечный ветер проникает относительно глубоко в экзосферу планеты и вызывает существенную потерю атмосферы. [50] Потери происходят в основном через хвост магнитосферы. В настоящее время основными типами теряемых ионов являются O + , H + и He + . Соотношение потерь водорода и кислорода составляет около 2 (т.е. почти стехиометрическое для воды), что указывает на продолжающуюся потерю воды. [49]

Облака

Инфракрасное изображение ночной стороны Венеры, показывающее различные слои облаков на высоте от 35 до 50 км в разных цветах. Красные облака находятся выше, зеленые и синие — ниже. Зоны углекислого и оксида углерода поглощают инфракрасные сигнатуры.

Венерианские облака густые и состоят в основном (75–96%) из капель серной кислоты. [51] Эти облака скрывают поверхность Венеры от оптических изображений и отражают около 75% [52] солнечного света, который падает на них. [1] Геометрическое альбедо , общепринятая мера отражательной способности, является самым высоким среди всех планет Солнечной системы . Эта высокая отражательная способность потенциально позволяет любому зонду, исследующему верхние части облаков, получать достаточно солнечной энергии , чтобы солнечные элементы можно было установить в любом месте на корабле. [53] Плотность облаков сильно варьируется, при этом самый плотный слой находится примерно в 48,5 км, достигая 0,1 г/м 3 , что аналогично нижнему диапазону кучево-дождевых грозовых облаков на Земле. [54]

Облачный покров таков, что отражает более 60% солнечного света, который получает Венера, оставляя поверхность с типичным уровнем освещенности 14 000  люкс , что сопоставимо с уровнем на Земле «днем с облачностью». [55] Эквивалентная видимость составляет около трех километров, но она, вероятно, будет меняться в зависимости от ветровых условий. Мало или совсем не может быть собрано солнечными панелями на наземном зонде. Фактически, из-за толстого, высокоотражающего облачного покрова общая солнечная энергия, получаемая поверхностью планеты, меньше, чем у Земли, несмотря на ее близость к Солнцу.

Фотография, сделанная беспилотным космическим зондом Galileo по пути к Юпитеру в 1990 году во время пролета Венеры . Подчеркнуты мелкие детали облаков, а голубоватый оттенок использован для того, чтобы показать, что снимок был сделан через фиолетовый фильтр.

Серная кислота образуется в верхних слоях атмосферы в результате фотохимического воздействия Солнца на углекислый газ , диоксид серы и водяной пар. [56] Ультрафиолетовые фотоны с длиной волны менее 169 нм могут фотодиссоциировать углекислый газ на оксид углерода и одноатомный кислород . Одноатомный кислород очень реактивен; когда он реагирует с диоксидом серы, следовым компонентом венерианской атмосферы, получается триоксид серы , который может соединяться с водяным паром, другим следовым компонентом венерианской атмосферы, образуя серную кислоту. [57]

СО2 → СО + О​
SO2 + O → SO3​​
2SO3 + 4H2O → 2H2SO4 · H2O​​​​​​​​​

Влажность на уровне поверхности составляет менее 0,1%. [58] Сернокислотные дожди Венеры никогда не достигают земли, а испаряются под воздействием тепла, прежде чем достигнуть поверхности, в явлении, известном как вирга . [59] Предполагается, что ранняя вулканическая активность высвободила серу в атмосферу, а высокие температуры не позволили ей захватить твердые соединения на поверхности, как это было на Земле. [60] Помимо серной кислоты, капли облаков могут содержать широкий спектр сульфатных солей, повышая pH капель до 1,0 в одном из сценариев, объясняющих измерения диоксида серы . [61]

Крупный план облачного фронта, окружающего южный полярный вихрь Венеры, в утреннем инфракрасном и ультрафиолетовом свете.

В 2009 году заметное яркое пятно в атмосфере было замечено астрономом-любителем и сфотографировано Venus Express . Его причина в настоящее время неизвестна, и в качестве возможного объяснения выдвигается поверхностный вулканизм . [62]

Молния

Облака Венеры могут быть способны производить молнии , [63] но дебаты продолжаются, также обсуждаются вулканические молнии и спрайты. [64] [65] Советские орбитальные аппараты Венера 9 и 10 получили неоднозначные оптические и электромагнитные доказательства молний. [66] [67] Были попытки наблюдать молнии с посадочных аппаратов Венера 11, 12, 13 и 14, однако никакой активности молний зарегистрировано не было, [68] но во время спуска были обнаружены волны очень низкой частоты (ОНЧ). [69] Европейский космический аппарат Venus Express в 2007 году обнаружил свистящие волны , которые можно было бы отнести к молниям. [70] Их прерывистое появление предполагает закономерность, связанную с погодной активностью. Согласно наблюдениям за свистящими, частота молний составляет по крайней мере половину от таковой на Земле [63] и, возможно, может быть схожей. [69] Однако результаты Venus Express несовместимы с данными космического аппарата JAXA Akatsuki, которые указывают на очень низкую частоту вспышек. [71] Недавние исследования, проведенные в ходе пролета Parker Solar Probe, показывают, что направление свистящих волн направлено к Венере, а не от нее, что указывает на непланетарное происхождение. [72]

Pioneer Venus Orbiter (PVO) был оснащен детектором электрического поля специально для обнаружения молний, ​​а миссии Venera 13 и 14 включали радиоприемник и датчик точечного разряда для поиска гроз. Другие миссии, оснащенные приборами, которые могли искать молнии, включали Venera 9, которая имела видимый спектрометр; Pioneer, у которого был звездный датчик; и VEGA, у которого был фотометр. [68]

Механизм, генерирующий молнии на Венере, если он существует, остается неизвестным. Хотя капли серной кислоты в облаках могут заряжаться, атмосфера может быть слишком электропроводной для поддержания заряда, что препятствует возникновению молний. [73]

Молния может потенциально способствовать химии атмосферы, посредством нагрева, которое может расщеплять молекулы, содержащие молекулы углерода, кислорода, серы, азота и водорода (углекислый газ, газообразный азот, серная кислота и вода), которые будут рекомбинировать, образуя новые молекулы («оксиды углерода», «субоксиды», «оксиды серы», «кислород», «элементарная сера», «оксиды азота», «кластеры серной кислоты», «полисульфурные оксиды», «сажа» и т. д.). [69] Молния может способствовать образованию оксида углерода и кислорода, преобразуя серу и диоксид серы в серную кислоту, а воду и диоксид серы в серу для поддержания облаков. Независимо от того, насколько часто случаются молнии на Венере, важно изучать их, поскольку они могут представлять потенциальную опасность для космических аппаратов. [68]

На протяжении 1980-х годов считалось, что причиной свечения ночной стороны Венеры (« пепельного света ») являются молнии [74] [68], однако существует вероятность, что молнии Венеры будут слишком слабыми, чтобы вызвать это свечение. [68]

Возможность жизни

Из-за суровых условий на поверхности планеты изучено немного; в дополнение к тому факту, что жизнь, как она понимается в настоящее время, может быть не обязательно такой же в других частях вселенной, степень стойкости жизни на самой Земле еще не была показана. На Земле существуют существа, известные как экстремофилы , предпочитающие экстремальные среды обитания. Термофилы и гипертермофилы процветают при температурах, превышающих точку кипения воды, ацидофилы процветают при уровне pH 3 или ниже, полиэкстремофилы могут выживать в различных экстремальных условиях, и на Земле существует множество других типов экстремофилов. [75]

Температура поверхности Венеры (более 450 °C) намного превышает экстремофильный диапазон, который простирается всего на десятки градусов за пределы 100 °C. Однако более низкая температура верхних слоев облаков означает, что жизнь может существовать там, так же, как бактерии были обнаружены живущими и размножающимися в облаках на Земле. [76] Однако любые такие бактерии, живущие в верхних слоях облаков, должны быть гиперацидофильными из-за концентрированной сернокислой среды. Микробы в плотной облачной атмосфере могут быть защищены от солнечной радиации соединениями серы в воздухе. [75]

Было обнаружено, что атмосфера Венеры достаточно неравновесна, чтобы требовать дальнейшего исследования. [75] Анализ данных миссий Венеры, Пионера и Магеллана обнаружил сероводород (позже оспариваемый [23] ) и диоксид серы (SO 2 ) вместе в верхних слоях атмосферы, а также карбонилсульфид (OCS). Первые два газа реагируют друг с другом, что подразумевает, что что-то должно их производить. Карбонилсульфид трудно производить неорганическим путем, но он присутствует в атмосфере Венеры. [76] Однако вулканизм планеты мог бы объяснить присутствие карбонилсульфида. [76] Кроме того, один из ранних зондов Венеры обнаружил большое количество токсичного хлора чуть ниже облачного покрова Венеры. [77]

Было высказано предположение, что микробы на этом уровне могут поглощать ультрафиолетовый свет от Солнца в качестве источника энергии, что может быть возможным объяснением «неизвестного поглотителя УФ-излучения», видимого как темные пятна на УФ-снимках планеты. [78] [79] Существование этого «неизвестного поглотителя УФ-излучения» побудило Карла Сагана опубликовать статью в 1963 году, в которой была предложена гипотеза о микроорганизмах в верхних слоях атмосферы как агенте, поглощающем УФ-излучение. [80] В 2012 году были исследованы распространенность и вертикальное распределение этих неизвестных поглотителей ультрафиолета в атмосфере Венеры с помощью анализа изображений камеры мониторинга Венеры, [81] но их состав до сих пор неизвестен. [75] В 2016 году диоксид серы был идентифицирован как возможный кандидат на то, чтобы вызвать до сих пор неизвестное поглощение УФ-излучения в атмосфере Венеры. [82] Темные пятна «неизвестных поглотителей УФ-излучения» достаточно заметны, чтобы влиять на погоду на Венере. [83] В 2021 году было высказано предположение, что цвет «неизвестного поглотителя УФ-излучения» соответствует цвету «красного масла» — известного вещества, включающего смешанные органические углеродные соединения, растворенные в концентрированной серной кислоте. [84]

В сентябре 2020 года исследования, проведенные Кардиффским университетом с использованием радиотелескопов Джеймса Клерка Максвелла и ALMA, отметили обнаружение фосфина в атмосфере Венеры, который не был связан ни с одним известным абиотическим методом производства, существующим или возможным в условиях Венеры. Его чрезвычайно сложно производить, и химия в облаках Венеры должна разрушить молекулы, прежде чем они смогут накопиться до наблюдаемых количеств. Фосфин был обнаружен на высоте не менее 48 км над поверхностью Венеры и был обнаружен в основном в средних широтах, при этом на полюсах Венеры его не обнаружено. Ученые отмечают, что само обнаружение может быть дополнительно проверено за пределами использования нескольких телескопов, обнаруживающих один и тот же сигнал, поскольку описанный в исследовании отпечаток фосфина теоретически может быть ложным сигналом, введенным телескопами или обработкой данных. [85] [86] [87] [88] Позднее было высказано предположение, что обнаружение было ложноположительным [21] или истинным сигналом с сильно завышенной амплитудой, совместимым с концентрацией фосфина 1 ppb. [22] Повторный анализ набора данных ALMA в апреле 2021 года восстановил сигнал фосфина 20 ppb с отношением сигнал/шум 5,4, [22] и к августу 2021 года было подтверждено, что предполагаемое загрязнение диоксидом серы составляло всего 10% от предварительного сигнала в спектральной линии фосфина. [89]

Эволюция

Благодаря исследованиям современной структуры облаков и геологии поверхности, в сочетании с тем фактом, что светимость Солнца увеличилась на 25% с тех пор, как около 3,8 миллиарда лет назад, [90] считается, что ранняя среда Венеры была больше похожа на земную с жидкой водой на поверхности. В какой-то момент эволюции Венеры произошел неконтролируемый парниковый эффект , что привело к нынешней атмосфере с преобладанием парникового эффекта. Время этого перехода от земной атмосферы неизвестно, но, по оценкам, он произошел около 4 миллиардов лет назад. Неконтролируемый парниковый эффект мог быть вызван испарением поверхностной воды и последующим повышением уровня парниковых газов . Поэтому атмосфера Венеры привлекла большое внимание тех, кто изучает изменение климата на Земле. [7] [91]

На планете нет геологических форм, которые предполагали бы наличие воды за последний миллиард лет. Однако нет никаких оснований полагать, что Венера была исключением из процессов, которые сформировали Землю и дали ей воду в течение ее ранней истории, возможно, из исходных пород, которые сформировали планету, или позже из комет . Распространенное мнение среди ученых-исследователей заключается в том, что вода могла существовать около 600 миллионов лет на поверхности, прежде чем испариться, хотя некоторые, такие как Дэвид Гринспун, считают, что до 2 миллиардов лет также могут быть правдоподобными. [92] Этот более длительный временной масштаб для сохранения океанов также подтверждается моделированием модели общей циркуляции, включающим тепловое воздействие облаков на развивающуюся гидросферу Венеры. [93]

Большинство ученых полагают, что на ранней Земле в хадейский эон была атмосфера, похожая на атмосферу Венеры, с примерно 100 бар CO2 и температурой поверхности 230 °C, а также, возможно, даже облаками серной кислоты, пока около 4,0 миллиардов лет назад, к этому времени тектоника плит не достигла полной силы и вместе с ранними водными океанами удалила CO2 и серу из атмосферы. [94] Таким образом, на ранней Венере, скорее всего, были водные океаны, как на Земле, но любая тектоника плит закончилась бы, когда Венера потеряла свои океаны. [ требуется цитата ] Ее поверхность оценивается примерно в 500 миллионов лет, поэтому не ожидается, что она будет демонстрировать признаки тектоники плит. [95]

Наблюдения и измерения с Земли

Венера проходит по диску Солнца 8 июня 2004 года, предоставляя ценную информацию о верхних слоях атмосферы посредством спектроскопических измерений с Земли.

В 1761 году русский эрудит Михаил Ломоносов наблюдал дугу света, окружающую часть Венеры за пределами солнечного диска в начале фазы выхода транзита, и пришел к выводу, что у Венеры есть атмосфера. [96] [97] В 1940 году Руперт Вильдт подсчитал, что количество CO 2 в атмосфере Венеры поднимет температуру поверхности выше точки кипения воды. [98] Это было подтверждено, когда Mariner 2 провел радиометрические измерения температуры в 1962 году. В 1967 году Venera 4 подтвердила, что атмосфера состоит в основном из углекислого газа. [98]

Верхнюю атмосферу Венеры можно измерить с Земли, когда планета пересекает Солнце в редком событии, известном как солнечный транзит . Последний солнечный транзит Венеры произошел в 2012 году. Используя количественную астрономическую спектроскопию , ученые смогли проанализировать солнечный свет, прошедший через атмосферу планеты, чтобы выявить химические вещества в нем. Поскольку метод анализа света для получения информации об атмосфере планеты впервые показал результаты только в 2001 году, [99] это была первая возможность получить убедительные результаты таким образом об атмосфере Венеры с тех пор, как началось наблюдение за солнечными транзитами. Этот солнечный транзит был редкой возможностью, учитывая отсутствие информации об атмосфере между 65 и 85 км. [100] Солнечный транзит в 2004 году позволил астрономам собрать большой объем данных, полезных не только для определения состава верхней атмосферы Венеры, но и для совершенствования методов, используемых при поиске внесолнечных планет . Атмосфера, состоящая в основном из CO 2 , поглощает ближнее инфракрасное излучение, что облегчает наблюдение. Во время транзита 2004 года поглощение в атмосфере как функция длины волны выявило свойства газов на этой высоте. Доплеровский сдвиг газов также позволил измерить ветровые модели. [101]

Прохождение Венеры по диску Солнца — чрезвычайно редкое событие, и последний раз прохождение планеты по диску Солнца до 2004 года было в 1882 году. Самый последний прохождение по диску Солнца было в 2012 году; следующий произойдёт только в 2117 году. [100] [101]

Космические миссии

Недавние и текущие космические зонды

На этом снимке изображена Венера в ультрафиолете , полученная миссией Акацуки .

Космический аппарат Venus Express , ранее находившийся на орбите планеты, исследовал более глубокие слои атмосферы, используя инфракрасную спектроскопию в спектральном диапазоне 1–5  мкм . [3]

Зонд JAXA Akatsuki (Venus Climate Orbiter) , запущенный в мае 2010 года, изучает планету в течение двух лет, включая структуру и активность атмосферы, но ему не удалось выйти на орбиту Венеры в декабре 2010 года. Вторая попытка выйти на орбиту увенчалась успехом 7 декабря 2015 года. [102] Разработанный специально для изучения климата планеты, Akatsuki является первым метеорологическим спутником, вышедшим на орбиту Венеры (первым для планеты, отличной от Земли). [103] [104] Одна из его пяти камер, известная как «IR2», сможет исследовать атмосферу планеты под ее густыми облаками, в дополнение к ее движению и распределению следовых компонентов. Благодаря сильно эксцентричной орбите ( высота перицентра 400 км и апоцентр 310 000 км), он сможет делать фотографии планеты крупным планом, а также должен подтвердить наличие как действующих вулканов, так и молний. [105]

Venus In-Situ Explorer, предложенный программой NASA New Frontiers

Предлагаемые миссии

Venus In-Situ Explorer , предложенный программой NASA New Frontiers, представляет собой предлагаемый зонд, который поможет понять процессы на планете, приведшие к изменению климата, а также проложит путь к более поздней миссии по возвращению образцов. [106]

Группа по исследованию Венеры (VEXAG) предложила аппарат под названием Venus Mobile Explorer для изучения состава и изотопных измерений поверхности и атмосферы в течение примерно 90 дней. Миссия не была выбрана для запуска. [107]

После того, как миссии обнаружили реальность суровой природы поверхности планеты, внимание переключилось на другие цели, такие как Марс. Однако впоследствии было предложено несколько миссий, и многие из них связаны с малоизвестными верхними слоями атмосферы. Советская программа Vega в 1985 году сбросила два воздушных шара в атмосферу, но они работали на батарейках и продержались всего около двух земных дней каждый, прежде чем разрядились. С тех пор не проводилось никаких исследований верхних слоев атмосферы. В 2002 году подрядчик NASA Global Aerospace предложил воздушный шар, который мог бы оставаться в верхних слоях атмосферы в течение сотен земных дней вместо двух. [108]

Солнечный летательный аппарат также был предложен Джеффри А. Лэндисом вместо воздушного шара, [37] и эта идея время от времени появлялась с начала 2000-х годов. Венера имеет высокое альбедо и отражает большую часть солнечного света, который падает на нее, делая поверхность довольно темной, верхняя атмосфера на высоте 60 км имеет восходящую солнечную интенсивность 90%, что означает, что солнечные панели как сверху, так и снизу корабля могут использоваться с почти одинаковой эффективностью. [53] В дополнение к этому, немного более низкая гравитация, высокое давление воздуха и медленное вращение, обеспечивающие постоянную солнечную энергию, делают эту часть планеты идеальной для исследования. Предлагаемый летательный аппарат будет работать лучше всего на высоте, где солнечный свет, давление воздуха и скорость ветра позволят ему оставаться в воздухе постоянно, с небольшими спусками на более низкие высоты в течение нескольких часов за раз, прежде чем вернуться на более высокие высоты. Поскольку серная кислота в облаках на этой высоте не представляет угрозы для должным образом защищенного аппарата, этот так называемый «солнечный летательный аппарат» сможет измерять область между 45 км и 60 км неограниченно долго, сколько бы времени ни потребовалось для механической ошибки или непредвиденных проблем, чтобы привести к его отказу. Лэндис также предположил, что марсоходы, подобные Spirit и Opportunity, могли бы исследовать поверхность, с той разницей, что марсоходы для исследования поверхности Венеры будут «немыми» марсоходами, управляемыми радиосигналами с компьютеров, расположенных в летательном аппарате выше, [109] требующими только таких деталей, как двигатели и транзисторы, чтобы выдерживать условия поверхности, но не более слабых деталей, задействованных в микроэлектронике , которые нельзя сделать устойчивыми к теплу, давлению и кислотным условиям. [110]

Планы российской космической науки включают запуск зонда « Венера -Д» в 2029 году. [111] Основными научными целями миссии «Венера-Д» являются исследование структуры и химического состава атмосферы, а также исследование верхних слоев атмосферы, ионосферы, электрической активности, магнитосферы и скорости убегания. [112] Было предложено запустить вместе с «Венера-Д» надувной летательный аппарат, разработанный компанией Northrop Grumman, под названием «Венера Атмосферная Маневренная Платформа» (ВАМП). [113] [114] [115]

High Altitude Venus Operational Concept (HAVOC) — это концепция NASA для пилотируемого исследования Венеры. Вместо традиционных посадок, она будет отправлять экипажи в верхние слои атмосферы, используя дирижабли. Другие предложения конца 2010-х годов включают VERITAS , Venus Origins Explorer , VISAGE и VICI . В июне 2018 года NASA также заключило контракт с Black Swift Technologies на концептуальное исследование планера Venus, который будет использовать сдвиг ветра для подъемной силы и скорости. [116]

Художественное представление запланированных этапов спуска зонда DAVINCI+ через атмосферу Венеры

В июне 2021 года НАСА выбрало миссию DAVINCI+ для отправки атмосферного зонда на Венеру в конце 2020-х годов. DAVINCI+ измерит состав атмосферы Венеры, чтобы понять, как она сформировалась и развивалась, а также определит, был ли на планете когда-либо океан. Миссия состоит из спускаемой сферы, которая погрузится в плотную атмосферу планеты, измеряя благородные газы и другие элементы, чтобы понять изменение климата Венеры. Это будет первая возглавляемая США миссия к атмосфере Венеры с 1978 года. [117]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ abcdefgh Базилевский, Александр Т.; Хэд, Джеймс У. (2003). «Поверхность Венеры». Rep. Prog. Phys . 66 (10): 1699–1734. Bibcode :2003RPPh...66.1699B. doi :10.1088/0034-4885/66/10/R04. S2CID  250815558.
  2. ^ abcdefghijkl Берто, Жан-Лу; Вандаэле, Анн-Карин; Кораблев Олег; Виллард, Э.; Федорова А.; Фюссен, Д.; Кемере, Э.; Беляев Д.; и др. (2007). «Теплый слой в криосфере Венеры и высотные измерения HF, HCl, H2O и HDO» (PDF) . Природа . 450 (7170): 646–649. Бибкод : 2007Natur.450..646B. дои : 10.1038/nature05974. PMID  18046397. S2CID  4421875.
  3. ^ abcdefghijklmnopqrst Сведхем, Хакан; Титов, Дмитрий В.; Тейлор, Фредрик В.; Витасс, Оливер (2007). «Венера как более похожая на Землю планета». Nature . 450 (7170): 629–632. Bibcode :2007Natur.450..629S. doi :10.1038/nature06432. PMID  18046393. S2CID  1242297.
  4. ^ Нормайл, Деннис (2010). «Миссия по исследованию любопытных ветров Венеры и испытанию солнечного паруса для движения». Science . 328 (5979): 677. Bibcode :2010Sci...328..677N. doi :10.1126/science.328.5979.677-a. PMID  20448159.
  5. ^ Космическая энциклопедия DK: Атмосфера Венеры , стр. 58.
  6. ^ abcdefghij Пиччиони, Г.; Дроссарт, П.; Санчес-Лавега, А.; Уэсо, Р.; Тейлор, ФРВ; Уилсон, CF; Грасси, Д.; Засова Л.; и др. (2007). «Южнополярные особенности Венеры аналогичны тем, что расположены у северного полюса». Природа . 450 (7170): 637–640. Бибкод : 2007Natur.450..637P. дои : 10.1038/nature06209. PMID  18046395. S2CID  4422507.
  7. ^ ab Kasting, JF (1988). «Убегающие и влажные парниковые атмосферы и эволюция Земли и Венеры». Icarus . 74 (3): 472–494. Bibcode :1988Icar...74..472K. doi :10.1016/0019-1035(88)90116-9. PMID  11538226.
  8. ^ «Насколько горяча Венера?». Май 2006 г.
  9. ^ ab Landis, Geoffrey A. (2003). «Колонизация Венеры». AIP Conf. Proc . 654 (1): 1193–1198. Bibcode : 2003AIPC..654.1193L. doi : 10.1063/1.1541418. Архивировано из оригинала 2012-07-11.
  10. ^ "Космофеорос Христиана Гюйгенса - Книга II" . webspace.science.uu.nl . Проверено 6 октября 2022 г.
  11. ^ Шильцев, Владимир (2014). «Открытие атмосферы Венеры в 1761 году: Ломоносов и другие». Журнал астрономической истории и наследия . 17 (1): 85. Bibcode : 2014JAHH...17...85S. doi : 10.3724/SP.J.1440-2807.2014.01.06. S2CID  53394126.
  12. ^ Тейлор, Фредрик В. (2014). «Венера: Атмосфера». В Тилман, Спон; Брейер, Дорис; Джонсон, ТВ (ред.). Энциклопедия Солнечной системы (3-е изд.). Оксфорд: Elsevier Science & Technology. ISBN 9780124158450. Получено 12 января 2016 г.
  13. ^ ab «Облака и атмосфера Венеры». Институт небесной механики и расчета эфемерид. Архивировано из оригинала 21 июля 2011 г. Проверено 22 января 2008 г.
  14. ^ Лавлок, Джеймс (1979). Гея: Новый взгляд на жизнь на Земле . Oxford University Press. ISBN 978-0-19-286218-1.
  15. ^ Краснопольский, ВА; Беляев, ДА; Гордон, ИЕ; Ли, Г.; Ротман, Л.С. (2013). «Наблюдения за отношениями D/H в H2O, HCl и HF на Венере и новые силы линий DCl и DF». Icarus . 224 (1): 57–65. Bibcode :2013Icar..224...57K. doi :10.1016/j.icarus.2013.02.010.
  16. ^ "База данных HITRAN". Отделение атомной и молекулярной физики, Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Архивировано из оригинала 14 августа 2012 г. Получено 8 августа 2012 г. HITRAN — это сборник спектроскопических параметров, которые различные компьютерные коды используют для прогнозирования и моделирования передачи и излучения света в атмосфере.
  17. ^ "HITRAN on the Web Information System". Институт оптики атмосферы им. В.Е. Зуева . Архивировано из оригинала 19 апреля 2013 года . Получено 11 августа 2012 года .
  18. ^ Гривз, Джейн С.; Ричардс, AMS; Бэйнс, У. (14 сентября 2020 г.). «Фосфиновый газ в облачных слоях Венеры». Nature Astronomy . 5 (7): 655–664. arXiv : 2009.06593 . Bibcode :2021NatAs...5..655G. doi :10.1038/s41550-020-1174-4. S2CID  221655755 . Получено 16 сентября 2020 г. .
  19. ^ Сэмпл, Ян (14 сентября 2020 г.). «Ученые обнаружили в атмосфере Венеры газ, связанный с жизнью». The Guardian . Получено 16 сентября 2020 г. .
  20. ^ Snellen, IAG; Guzman-Ramirez, L.; Hogerheijde, MR; Hygate, APS; van der Tak, FFS (2020), "Повторный анализ наблюдений Венеры на ALMA на частоте 267 ГГц. Статистически значимого обнаружения фосфина не обнаружено", Astronomy and Astrophysics , 644 : L2, arXiv : 2010.09761 , Bibcode : 2020A&A...644L...2S, doi : 10.1051/0004-6361/202039717, S2CID  224803085
  21. ^ ab Thompson, MA (2021), «Статистическая надежность наблюдений Венеры с помощью JCMT на частоте 267 ГГц: нет существенных доказательств поглощения фосфина», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters , 501 (1): L18–L22, arXiv : 2010.15188 , Bibcode : 2021MNRAS.501L..18T, doi : 10.1093/mnrasl/slaa187 , S2CID  225103303
  22. ^ abc Гривз, Джейн С.; Ричардс, Анита М. С.; Бэйнс, Уильям; Риммер, Пол Б.; Клементс, Дэвид Л.; Сигер, Сара; Петковски, Януш Дж.; Соуза-Сильва, Клара; Ранджан, Сукрит; Фрейзер, Хелен Дж. (2021), "Ответ на: Нет доказательств наличия фосфина в атмосфере Венеры по результатам независимых анализов", Nature Astronomy , 5 (7): 636–639, arXiv : 2011.08176 , Bibcode : 2021NatAs...5..636G, doi : 10.1038/s41550-021-01424-x, S2CID  233296859
  23. ^ ab Mogul, Rakesh; Limaye, Sanjay S.; Way, MJ; Cordova, Jamie A. Jr (2020), Есть ли фосфин в масс-спектрах облаков Венеры?, arXiv : 2009.12758 , doi : 10.1002/essoar.10504552.4, S2CID  231854943
  24. ^ Encrenaz, T. ; Greathouse, TK; Marcq, E.; Widemann, T.; Bézard, B.; Fouchet, T.; Giles, R.; Sagawa, H.; Greaves, J.; Sousa-Silva, C. (2020), "Строгий верхний предел содержания PH3 в верхней части облаков Венеры", Astronomy & Astrophysics , 643 : L5, arXiv : 2010.07817 , Bibcode :2020A&A...643L...5E, doi :10.1051/0004-6361/202039559, S2CID  222377688
  25. ^ Кординер, Массачусетс; Вильянуэва, ГЛ; Виземейер, Х.; Милам, С.Н.; Де Патер, И.; Мулле, А.; Аладро, Р.; Никсон, Калифорния; Телен, А.Е.; Чарнли, SB; Стуцки, Дж.; Кофман, В.; Фагги, С.; Люцци, Г.; Косентино, Р.; МакГвайр, BA (2022), «Фосфин в атмосфере Венеры: строгий верхний предел по наблюдениям SOFIA GREAT», Geophysical Research Letters , 49 (22), arXiv : 2210.13519 , Bibcode : 2022GeoRL..4901055C, doi : 10.1029/2022GL101055, S2CID  253086965
  26. ^ Клементс, Дэвид Л. (2024), Венера Фосфин: Обновления и извлеченные уроки , arXiv : 2409.13438
  27. ^ Клеланд, Кэрол Э.; Риммер, Пол Б. (2022), «Аммиак и фосфин в облаках Венеры как потенциально биологические аномалии», Aerospace , 9 (12): 752, arXiv : 2211.07786 , Bibcode : 2022Aeros...9..752C, doi : 10.3390/aerospace9120752
  28. ^ abcdefghijk Patzold, M.; Hausler, B.; Bird, MK; Tellmann, S.; Mattei, R.; Asmar, SW; Dehant, V.; Eidel, W.; et al. (2007). «Структура средней атмосферы и ионосферы Венеры». Nature . 450 (7170): 657–660. Bibcode :2007Natur.450..657P. doi :10.1038/nature06239. PMID  18046400. S2CID  4415782.
  29. ^ ab "Информационный листок о Венере". nssdc.gsfc.nasa.gov . Получено 2022-12-02 .
  30. ^ ab Lebonnois, Sebastien; Schubert, Gerald (2017-06-26). «Глубокая атмосфера Венеры и возможная роль разделения CO2 и N2 под действием плотности» (PDF) . Nature Geoscience . 10 (7). Springer Science and Business Media LLC: 473–477. Bibcode :2017NatGe..10..473L. doi :10.1038/ngeo2971. ISSN  1752-0894. S2CID  133864520.
  31. ^ Фегли, Б. и др. (1997). Геохимия взаимодействия поверхности и атмосферы на Венере (Венера II: геология, геофизика, атмосфера и окружающая среда солнечного ветра) . Издательство Университета Аризоны. ISBN 978-0-8165-1830-2.
  32. ^ Чой, Чарльз К. (28.12.2014). «Венера становится страннее: океаны CO2 могут покрывать поверхность». Space.com . Получено 13.04.2023 .
  33. ^ Блюменталь, Кей, Пален, Смит (2012). Понимание нашей Вселенной . Нью-Йорк: WW Norton & Company. стр. 167. ISBN 9780393912104.{{cite book}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  34. ^ Nave, Carl R. "The Environment of Venus". Гиперфизика . Кафедра физики и астрономии, Университет штата Джорджия. Архивировано из оригинала 14 февраля 2008 года . Получено 23 января 2008 года .
  35. ^ ab "Пролетая над облачным миром – научные новости от Venus Express". Venus Today. 2006-07-12. Архивировано из оригинала 2007-09-28 . Получено 2007-01-17 .
  36. ^ "Профили температуры и давления атмосферы Венеры". Физика теневого дерева. Архивировано из оригинала 2008-02-05 . Получено 2008-01-23 .
  37. ^ abc Landis, Geoffrey A.; Colozza, Anthony; LaMarre, Christopher M (14–17 января 2002 г.). «Атмосферный полет на Венеру» (PDF) . Труды . 40-я встреча и выставка по аэрокосмическим наукам, спонсируемая Американским институтом аэронавтики и астронавтики. Рино, Невада. стр. IAC–02–Q.4.2.03, AIAA–2002–0819, AIAA0. Архивировано из оригинала (PDF) 2011-10-16.
  38. ^ abcdefg Маркевич, В. Дж.; Титов, Д. В.; Лимайе, С. С.; Келлер, Х. У.; Игнатьев, Н.; Яуманн, Р.; Томас, Н.; Михалик, Х.; и др. (2007). «Морфология и динамика верхнего облачного слоя Венеры». Nature . 450 (7170): 633–636. Bibcode :2007Natur.450..633M. doi :10.1038/nature06320. PMID  18046394. S2CID  4420096.
  39. ^ Мошкин, Б.Е.; Экономов А.П.; Головин, Ю.М. (1979). «Пыль на поверхности Венеры». Космические исследования . 17 : 280–285. Бибкод : 1979KosIs..17..280M.
  40. ^ ab "Обнаружен двойной вихрь на Южном полюсе Венеры!". Европейское космическое агентство. 2006-06-27. Архивировано из оригинала 7 января 2008 года . Получено 2008-01-17 .
  41. ^ Lakdawalla, Emily (2006-04-14). "First Venus Express VIRTIS Images Peel Away the Planet's Clouds". Архивировано из оригинала 22 декабря 2007 года . Получено 2008-01-17 .
  42. ^ "Венера: реактивная атмосфера". Японское агентство аэрокосмических исследований (JAXA) . 5 сентября 2017 г. Получено 26 сентября 2017 г.
  43. ^ Эта толщина соответствует полярным широтам. Она уже вблизи экватора — 65–67 км.
  44. ^ аб Дроссарт, П.; Пиччиони, Г.; Джерард, GC; Лопес-Вальверде, Массачусетс; Санчес-Лавега, А.; Засова Л.; Уэсо, Р.; Тейлор, ФРВ; и др. (2007). «Динамичная верхняя атмосфера Венеры, показанная VIRTIS на Venus Express». Природа . 450 (7170): 641–645. Бибкод : 2007Natur.450..641D. дои : 10.1038/nature06140. hdl : 2268/29723. PMID  18046396. S2CID  4344611.
  45. ↑ Карпентер, Дженнифер (7 октября 2011 г.). «Сюрприз озонового слоя в Венере». BBC . Получено 08.10.2011 .
  46. ^ abcde Russell, CT (1993). "Планетарные магнитосферы". Rep. Prog. Phys . 56 (6): 687–732. Bibcode :1993RPPh...56..687R. doi :10.1088/0034-4885/56/6/001. S2CID  250897924.
  47. ^ abcdef Чжан, TL; Дельва, М.; Баумйоханн, В.; Остер, Х.-У.; Карр, К.; Рассел, КТ; Барабаш, С.; Балихин, М.; и др. (2007). «Мало или совсем нет солнечного ветра, входящего в атмосферу Венеры в период минимума солнечной активности». Nature . 450 (7170): 654–656. Bibcode :2007Natur.450..654Z. doi :10.1038/nature06026. PMID  18046399. S2CID  4412430.
  48. ^ Whitten, RC; McCormick, PT; Merritt, David ; Thompson, KW; Brynsvold, RR; Eich, CJ; Knudsen, WC; Miller, KL; et al. (Ноябрь 1984). "Динамика ионосферы Венеры: исследование двумерной модели". Icarus . 60 (2): 317–326. Bibcode :1984Icar...60..317W. doi :10.1016/0019-1035(84)90192-1.
  49. ^ ab Барабаш, С.; Федоров, А.; Сово, Дж. Дж.; Лундин, Р.; Рассел, КТ; Футаана, И.; Чжан, ТЛ; Андерссон, Х.; и др. (2007). «Потеря ионов с Венеры через плазменный след» (PDF) . Nature . 450 (7170): 650–653. Bibcode :2007Natur.450..650B. doi :10.1038/nature06434. hdl : 2027.42/62594 . PMID  18046398. S2CID  4419879.
  50. ^ Информационная страница о транзите Венеры 2004 года, Венера-Земля и Марс, NASA
  51. ^ Уилсон, К. Ф. «Помимо серной кислоты – что еще находится в облаках Венеры?» (PDF) . Семинар по целям исследования Венеры (2014) . Получено 21 сентября 2017 г.
  52. ^ Это сферическое альбедо. Геометрическое альбедо составляет 85%.
  53. ^ ab Landis, Geoffrey A. (2001). «Исследование Венеры с помощью солнечного самолета». Труды конференции AIP . 522. Американский институт физики: 16–18. Bibcode : 2001AIPC..552...16L. doi : 10.1063/1.1357898. hdl : 2060/20020022923 . S2CID  129272536.
  54. ^ Ли, Ён Джу (2012). «Структура облаков Венеры и баланс лучистой энергии мезосферы» (PDF) . стр. 14.
  55. ^ "The Unveiling of Venus: Hot and Stifling". Science News . 109 (25): 388–389. 1976-06-19. doi :10.2307/3960800. JSTOR  3960800. 100 ватт на квадратный метр ... 14 000 люкс ... соответствует ... дневному времени с облачностью
  56. ^ "VenusExpress: Кислотные облака и молнии". Европейское космическое агентство (ESA) . Архивировано из оригинала 2019-03-28 . Получено 2016-09-08 .
  57. ^ Краснопольский, ВА; Паршев, ВА (1981). «Химический состав атмосферы Венеры». Nature . 292 (5824): 610–613. Bibcode :1981Natur.292..610K. doi :10.1038/292610a0. S2CID  4369293.
  58. ^ Келер, HW (1982). «Результаты зондов Венеры Венера 13 и 14». Стерн и Вельтраум . 21 : 282. Бибкод : 1982S&W....21..282K.
  59. ^ "Планета Венера: 'злой близнец' Земли". BBC News . 7 ноября 2005 г.
  60. ^ "Окружающая среда Венеры". hyperphysics.phy-astr.gsu.edu . Получено 2014-04-06 .
  61. ^ Риммер, Пол Б.; Джордан, Шон; Константину, Тереза; Войтке, Питер; Шортл, Оливер; Хоббс, Ричард; Пасходимас, Алессия (2021), Три различных способа объяснить истощение серы в облаках Венеры , arXiv : 2101.08582
  62. ^ «Эксперты озадачены пятном на Венере». BBC News . 1 августа 2009 г.
  63. ^ ab Russell, CT; Zhang, TL; Delva, M.; Magnes, W.; Strangeway, RJ; Wei, HY (2007). «Молнии на Венере, выведенные из волн свистового режима в ионосфере». Nature . 450 (7170): 661–662. Bibcode :2007Natur.450..661R. doi :10.1038/nature05930. PMID  18046401. S2CID  4418778.
  64. ^ Странный случай отсутствия молнии на Венере. Меган Бартельс, Космос . 26 августа 2019 г.
  65. ^ Лоренц, Ральф Д. (2018-06-20). «Обнаружение молний на Венере: критический обзор». Progress in Earth and Planetary Science . 5 (1): 34. Bibcode : 2018PEPS....5...34L. doi : 10.1186/s40645-018-0181-x . ISSN  2197-4284.
  66. ^ Russell, CT; Phillips, JL (1990). "The Ashen Light". Advances in Space Research . 10 (5): 137–141. Bibcode :1990AdSpR..10e.137R. doi :10.1016/0273-1177(90)90174-X. Архивировано из оригинала 2015-12-08 . Получено 2016-09-08 .
  67. ↑ В. А. Краснопольский, Молнии на Венере по данным спутников Венера-9 и 10. Космич. исслед. 18, 429-434 (1980).
  68. ^ abcde Russell, CT (1991). "Венерианская молния". Space Science Reviews . 55 (1–4): 317. Bibcode : 1991SSRv...55..317R. doi : 10.1007/BF00177140. ISSN  0038-6308. S2CID  189774459.
  69. ^ abc Delitsky, ML; Baines, KH (2015-08-01). «Штормы на Венере: химия, вызванная молниями, и предсказанные продукты». Планетная и космическая наука . SI:Исследование Венеры. 113–114: 184–192. Bibcode :2015P&SS..113..184D. doi :10.1016/j.pss.2014.12.005. ISSN  0032-0633.
  70. ^ Russell, CT; Zhang, TL; Delva, M.; Magnes, W.; Strangeway, RJ; Wei, HY (29 ноября 2007 г.). "Молнии на Венере, выведенные из волн свистового режима в ионосфере" (PDF) . Nature . 450 (7170): 661–662. Bibcode :2007Natur.450..661R. doi :10.1038/nature05930. PMID  18046401. S2CID  4418778. Архивировано из оригинала (PDF) 4 марта 2016 г. . Получено 8 сентября 2016 г. .
  71. ^ Лоренц, Ральф Д.; Имаи, Масатака; Такахаси, Юкихиро; Сато, Мицутеру; Ямадзаки, Ацуши; Сато, Такао М.; Имамура, Такеши; Сато, Такэхико; Накамура, Масато (2019). «Ограничения на венерианскую молнию за первые три года пребывания Акацуки на орбите». Письма о геофизических исследованиях . 46 (14): 7955–7961. Бибкод : 2019GeoRL..46.7955L. дои : 10.1029/2019GL083311. ISSN  1944-8007. S2CID  198423897.
  72. ^ Джордж, Х.; Маласпина, Д.М.; Гудрич, К.; Ма, И.; Рамстад, Р.; Коннер, Д.; Бэйл, С.Д.; Карри, С. (16.10.2023). «Немолниеобразующие свистящие волны в околовенерном пространстве». Geophysical Research Letters . 50 (19). Bibcode : 2023GeoRL..5005426G. doi : 10.1029/2023GL105426 . ISSN  0094-8276.
  73. ^ Майкл, Мэрикутти; Трипати, Саччида Нанд; Боруки, В. Дж.; Уиттен, Р. К. (17.04.2009). «Сильно заряженные облачные частицы в атмосфере Венеры». Журнал геофизических исследований . 114 (E4): E04008. Bibcode : 2009JGRE..114.4008M. doi : 10.1029/2008je003258. ISSN  0148-0227.
  74. ^ Ksanfomaliti, LV (20 марта 1980 г.). «Открытие частых разрядов молний в облаках на Венере». Nature . 284 (5753): 244–246. Bibcode :1980Natur.284..244K. doi :10.1038/284244a0. S2CID  11234166.
  75. ^ abcd Cockell, Charles S (1999). «Жизнь на Венере». Planet. Space Sci . 47 (12): 1487–1501. Bibcode :1999P&SS...47.1487C. doi :10.1016/S0032-0633(99)00036-7.
  76. ^ abc Landis, Geoffrey A. (2003). "Astrobiology: the Case for Venus" (PDF) . Journal of the British Interplanetary Society . 56 (7/8): 250–254. Bibcode :2003JBIS...56..250L. Архивировано из оригинала (PDF) 7 августа 2011 г.
  77. ^ Гринспун, Дэвид (1998). Венера раскрыта: новый взгляд из-под облаков на нашу таинственную планету-близнеца . Рединг, Массачусетс: Addison-Wesley Pub. ISBN 978-0-201-32839-4.
  78. ^ "Венера может быть убежищем для жизни". ABC News . 2002-09-28. Архивировано из оригинала 14 августа 2009 года.
  79. ^ «Кислотные облака Венеры могут быть средой обитания жизни». NewScientist.com. 2002-09-26.
  80. ^ Таинственные темные пятна в облаках Венеры влияют на погоду там. Что это за темные пятна, до сих пор остается загадкой, хотя астрономы, начиная с Карла Сагана, предполагали, что это могут быть внеземные микроорганизмы. Эрика Наоне, Астрономия . 29 августа 2019 г.
  81. ^ Molaverdikhani, Karan (2012). «Распространенность и вертикальное распределение неизвестного поглотителя ультрафиолета в атмосфере Венеры по результатам анализа изображений с камеры мониторинга Венеры». Icarus . 217 (2): 648–660. Bibcode :2012Icar..217..648M. doi :10.1016/j.icarus.2011.08.008.
  82. ^ Франдсен, Бенджамин Н.; Веннберг, Пол О.; Кьергаард, Хенрик Г. (2016). «Идентификация OSSO как поглотителя ближнего УФ-излучения в атмосфере Венеры» (PDF) . Геофиз. Рез. Летт . 43 (21): 11, 146. Бибкод : 2016GeoRL..4311146F. дои : 10.1002/2016GL070916 .
  83. ^ "Загадочные темные пятна в облаках Венеры влияют на погоду там". 29 августа 2019 г. Получено 29 августа 2019 г.
  84. ^ Спейсек, Ян (2021), Органический цикл углерода в атмосфере Венеры , arXiv : 2108.02286
  85. ^ Дрейк, Надя (14 сентября 2020 г.). «Возможный признак жизни на Венере вызывает жаркие дебаты». National Geographic . Архивировано из оригинала 14 сентября 2020 г. . Получено 14 сентября 2020 г. .
  86. ^ Гривз, Джейн С.; и др. (14 сентября 2020 г.). «Фосфиновый газ в облачных слоях Венеры». Nature Astronomy . 5 (7): 655–664. arXiv : 2009.06593 . Bibcode :2021NatAs...5..655G. doi :10.1038/s41550-020-1174-4. S2CID  221655755 . Получено 14 сентября 2020 г. .
  87. ^ Стайрон, Шеннон; Чанг, Кеннет; Овербай, Деннис (14 сентября 2020 г.). «Жизнь на Венере? Астрономы видят сигнал в ее облаках — обнаружение газа в атмосфере планеты может обратить внимание ученых на планету, долгое время остававшуюся без внимания в поисках внеземной жизни». The New York Times . Получено 14 сентября 2020 г.
  88. ^ «Возможный признак жизни на Венере вызывает жаркие споры». www.msn.com . Получено 14.09.2020 .
  89. ^ Гривз, Джейн С.; Риммер, Пол Б.; Ричардс, Анита М.С.; Петковски, Януш Дж.; Бэйнс, Уильям; Ранджан, Сукрит; Сигер, Сара; Клементс, Дэвид Л.; Клара Соуза Силва; Фрейзер, Хелен Дж. (2022), «Низкие уровни загрязнения диоксидом серы спектров венерианского фосфина», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 514 (2): 2994–3001, arXiv : 2108.08393 , doi : 10.1093/mnras/stac1438
  90. ^ Ньюман, М. Дж.; Руд, Р. Т. (1977). «Последствия солнечной эволюции для ранней атмосферы Земли». Science . 198 (4321): 1035–1037. Bibcode :1977Sci...198.1035N. doi :10.1126/science.198.4321.1035. PMID  17779689.
  91. ^ Пол М. Саттер (2019). «Как Венера превратилась в ад и как Земля стала следующей». space.com . Получено 30 августа 2019 г.
  92. ^ Бортман, Генри (2004-08-26). «Была ли Венера жива? 'Знаки, вероятно, есть'». Журнал Astrobiology . Получено 2008-01-17 .
  93. ^ М. Уэй и др. «Была ли Венера первым обитаемым миром нашей Солнечной системы?» Geophysical Research Letters, т. 43, выпуск 16, стр. 8376–8383.
  94. ^ Sleep, NH; Zahnle, K.; Neuhoff, PS (2001). «Инициирование благоприятных поверхностных условий на самой ранней Земле». PNAS . 98 (7): 3666–3672. Bibcode :2001PNAS...98.3666S. doi : 10.1073/pnas.071045698 . PMC 31109 . PMID  11259665. 
  95. ^ Ниммо, Ф.; Маккензи, Д. (1998). «Вулканизм и тектоника на Венере». Annu. Rev. Earth Planet. Sci . 26 : 23–51. Bibcode :1998AREPS..26...23N. doi :10.1146/annurev.earth.26.1.23.
  96. ^ Маров, Михаил Я. (2004). «Михаил Ломоносов и открытие атмосферы Венеры во время транзита 1761 года». Труды Международного астрономического союза . 2004 (IAUC196). Cambridge University Press: 209–219. Bibcode : 2005tvnv.conf..209M. doi : 10.1017/S1743921305001390 .
  97. ↑ Интернет-энциклопедия «Британника»: Михаил Васильевич Ломоносов.
  98. ^ ab Уэрт, Спенсер, Открытие глобального потепления Архивировано 21.05.2012 в Wayback Machine , "Венера и Марс Архивировано 21.05.2012 в Wayback Machine ", июнь 2008 г.
  99. ^ Бритт, Роберт Рой (2001-11-27). "Первое обнаружение атмосферы внесолнечной планеты". Space.com. Архивировано из оригинала 11 мая 2008 года . Получено 2008-01-17 .
  100. ^ ab "Во время редкого прохождения Солнца будет исследована атмосфера Венеры". Space.com. 2004-06-07. Архивировано из оригинала 13 февраля 2006 года . Получено 2008-01-17 .
  101. ^ ab "Ученый NCAR будет наблюдать за атмосферой Венеры во время транзита, искать водяной пар на далекой планете". Национальный центр атмосферных исследований и Офис программ UCAR. 2004-06-03. Архивировано из оригинала 2012-03-05 . Получено 2008-01-17 .
  102. ^ "Venus Climate Orbiter "AKATSUKI" выведен на орбиту Венеры" http://global.jaxa.jp/press/2015/12/20151209_akatsuki.html; дата обращения 2015-12-09
  103. ^ Имамура, Такеши. «Первый в мире планетарный метеорологический спутник: исследование тайны ветра на Венере». JAXA . Получено 18 октября 2018 г.
  104. ^ Осима, Такеши; Сасаки, Токухито (2011). «Разработка венерианского климатического орбитального аппарата PLANET-C (Акацуки)» (PDF) . NEC . Получено 18 октября 2018 г.
  105. ^ "Venus Exploration Mission PLANET-C". Японское агентство аэрокосмических исследований. 2006-05-17. Архивировано из оригинала 2006-12-08 . Получено 2008-01-17 .
  106. ^ "Программа New Frontiers – Описание программы". NASA. Архивировано из оригинала 26 февраля 2008 года . Получено 2008-01-17 .
  107. ^ "Venus Mobile Explorer—Description". NASA. Архивировано из оригинала 2007-02-17 . Получено 2008-12-23 .
  108. ^ Майерс, Роберт (13.11.2002). «Роботизированный зонд-воздушный шар может проникнуть сквозь смертоносные облака Венеры» (PDF) . SPACE.com . Получено 23.03.2011 .
  109. ^ Лэндис, Джеффри А. (2006). «Роботизированное исследование поверхности и атмосферы Венеры». Acta Astronautica . 59 (7): 570–579. Bibcode : 2006AcAau..59..570L. doi : 10.1016/j.actaastro.2006.04.011.
  110. ^ Маркс, Пол (2005-05-08). «Чтобы покорить Венеру, попробуйте самолет с мозгом». NewScientist.com. Архивировано из оригинала 2 января 2008 года . Получено 2008-01-17 .
  111. ^ Зак, Анатолий (5 марта 2021 г.). «Новые перспективы проекта Венера-Д». RussianSpaceWeb . Получено 7 марта 2021 г. .
  112. ^ "Научные цели миссии Венера-Д". Российский институт космических исследований . Архивировано из оригинала 2013-05-10 . Получено 2012-02-22 .
  113. ^ Венерианская атмосферная маневренная платформа (VAMP) – будущая работа и масштабирование для миссии. (PDF). С. Уорвик, Ф. Росс, Д. Сокол. 15-е заседание Группы анализа исследований Венеры (VEXAG) 2017.
  114. ^ Астрономы размышляют о возможной жизни, дрейфующей в облаках Венеры. Дебора Берд, Земля и небо . 31 марта 2018 г.
  115. ^ Ученые исследуют возможность жизни, скрытой внутри облаков Венеры. Критина Мур, The Inquisitr . 1 апреля 2018 г.
  116. ^ Самолет «Венера» может быть в планах НАСА. Леонард Дэвид, Космос . 29 июня 2018 г.
  117. ^ Поттер, Шон (2 июня 2021 г.). «NASA выбирает 2 миссии для изучения «потерянного обитаемого» мира Венеры». NASA . Получено 2021-06-02 .Общественное достояниеВ данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .

Внешние ссылки

Медиа, связанные с Атмосфера Венеры на Wikimedia Commons