Эта статья имеет озвученное введение
Эта статья входит в число хороших статей

Атмосфера Венеры

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Атмосфера Венеры
Venuspioneeruv.jpg

Облака в атмосфере Венеры. Их V-образная форма вызвана сильными ветрами вблизи экватора. Снимок зонда «Пионер-Венера-1» в ультрафиолетовых лучах, 1979

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 °С), а давление — 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]. 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 ветра имеют от 10 % до 20 % скорости вращения точек на экваторе[7]. 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[8].

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[9][10].

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 (причем даже больше, чем на поверхности Марса). Из-за сходства давления и температуры, а также того факта, что воздух для дыхания (21 % кислорода, 78 % 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[11].

Структура и состав[править | править вики-текст]

Состав[править | править вики-текст]

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 %), его общая масса примерно вчетверо больше. Это результат того, что атмосфера Венеры значительно плотнее земной[1][12].

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[13], 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][14]. В верхних слоях атмосферы Венеры это соотношение в 1,5—2 раза выше, чем в целом по атмосфере[2][3].

Тропосфера[править | править вики-текст]

Общая характеристика[править | править вики-текст]

Прохождение Венеры по диску Солнца. Рисунок, выполненный Михаилом Ломоносовым в его работе 1761 года по открытию атмосферы Венеры

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][15].

Атмосферное давление на поверхности Венеры в 92 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. Атмосфера Венеры имеет массу 4,8·1020 кг, что в 93 раза превышает массу всей атмосферы Земли[1], 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 °С). 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)[16]: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[17]. На дневной стороне Венеры облака достигают высоты около 65 км, а на ночной — 90 и более км[18].

Тропопауза — граница между тропосферой и мезосферой — расположена чуть выше 50 км[15]. 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[15][19]. Это оптимальная область для исследовательских кораблей или колоний, где температура и давление будут подобными земным[11][16].

Фотография в ультрафиолетовых лучах, сделанная космическим аппаратом «Маринер-10» (1974). Экватор проходит сверху вниз, вдоль него — V-образная неоднородность.

Циркуляция[править | править вики-текст]

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[20]. Движение облаков, как правило, наблюдается в ультрафиолетовой части спектра, где контраст между облаками является самым высоким[20]. На снимках в ультрафиолетовом диапазоне АМС «Маринер-10» были обнаружены три V-образные неоднородности атмосферы, равномерно расположенные вдоль экватора[21]:113. 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[20]. 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 (супервращение атмосферы)[5][16]. Супервращение на Венере является дифференциальным, то есть экваториальная тропосфера вращается медленнее, чем тропосфера средних широт[20]. 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][22].

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][8]. Они характеризуются температурой на 30—40 К ниже, чем верхние слои тропосферы в соседних широтах[8]. Более низкая температура, вероятно, вызвана подъёмом воздуха в них и адиабатическим охлаждением[8]. 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°[20].

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 отчетливой S-образной структурой облаков. Такие структуры с двойным глазом также называют полярными диполями[8]. Вихри вращаются с периодом около 3 дней в направлении общего супервращения атмосферы[8]. Вблизи их внешних границ линейная скорость ветра достигает 35—50 м/с и уменьшается до нуля в центрах[8]. Температура в верхних облаках полярных вихрей гораздо выше, чем в близлежащих полярных воротниках, и достигает 250 К (−23 °С)[8]. 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[8]. 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[20]. Это событие, вероятно, было вызвано выбросом в мезосферу сернистого газа, который затем сконденсировался, образуя яркую дымку[20].

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[23]. Аналогичный вихрь с двойным глазом на южном полюсе был открыт в 2006 году зондом «Венера-экспресс»[8][24].

Верхняя атмосфера и ионосфера[править | править вики-текст]

Мезосфера Венеры находится на высотах между 65 и 120 км. Далее начинается термосфера, достигающая верхней границы атмосферы (экзосферы) на высоте 220—350 км[15].

Мезосфера Венеры может быть разделена на два уровня: нижний (62—73 км) и верхний (73—95 км)[15]. В первом слое температура почти постоянна и составляет 230 К (−43 °С). 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[15], 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 градусов и равняются 220—224 градусам Кельвина.[25][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 освещенным полушарием и даунвеллингом над ночной стороной. Даунвеллинг над ночным полушарием вызывает адиабатический нагрев воздуха, который создаёт над этим полушарием на высотах 90—120 км теплый слой[2] с температурой около 230 К (−43 °С), 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 возбужденные 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[26]. 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[26].

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[18].

Венера имеет вытянутую ионосферу, расположенную на высоте 120—300 км и почти совпадающую с термосферой[15]. Высокие уровни ионизации сохраняются только на дневной стороне планеты. На ночной стороне концентрация электронов практически равна нулю[15]. Ионосфера Венеры состоит из трёх слоев: 120—130 км, 140—160 км и 200—250 км[15]. 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[15]. Верхняя граница ионосферы — ионопауза — расположена на высоте 220—375 км[27][28]. Основные ионы в первом и втором слое — это ионы O2+, в то время как третий слой состоит из ионов O+[15]. 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[29].

Индуцированная магнитосфера[править | править вики-текст]

Взаимодействие Венеры с солнечным ветром. Показаны компоненты индуцированной магнитосферы.

Венера не имеет магнитного поля[27][28]. 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[27]. 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[27][28].

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[28]. Вблизи её максимума эта высота может быть в несколько раз меньше[27]. Магнитопауза расположена на высоте 300 км[28]. 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[28]. 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[30].

В связи с отсутствием у Венеры собственного магнитного поля солнечный ветер проникает глубоко в её экзосферу, что ведет к существенным потерям атмосферы[31]. 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[30].

Облака[править | править вики-текст]

Облака Венеры довольно плотны и состоят из сернистого газа и капель серной кислоты[32]. Они отражают около 75 % падающего солнечного света[33] 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[34].

Толщина облачного покрова такова, что поверхности достигает лишь незначительная часть солнечного света, и во время нахождения Солнца в зените уровень освещенности составляет всего 1000—3000 люкс[35]. Для сравнения, на Земле в пасмурный день освещенность составляет 1000 люкс, а в ясный солнечный день в тени — 10—25 тыс. люкс[36]. Поэтому на поверхности Венеры солнечная энергия практически не может использоваться зондами. Влажность у поверхности составляет менее 0,1 %[37]. 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:

CO2CO + O
SO2 + OSO3
SO3 + H2OH2SO4

Кислотные дожди Венеры никогда не достигают поверхности планеты, а испаряются от жары, образуя явление, известное как вирга[38]. 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[17].

Облака Венеры способны создавать молнии так же, как облака на Земле[39]. 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»[21]: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[39]. 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[40].

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[41].

Наличие жизни[править | править вики-текст]

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[42].

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[43]. Микробы в плотной, облачной атмосфере могут быть защищены от солнечного излучения соединениями серы в воздухе[42].

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[44]. Кроме того, часто упускается из виду тот факт, что спускаемый аппарат «Венера-12» обнаружил присутствие хлора на высотах 45—60 км[21]:80, а аэростатные зонды «Вега-1 и -2» подтвердили это[21]:219[45][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[46]. В облаках Венеры были обнаружены и крупные несферические частицы. Их состав пока неизвестен[42].

Эволюция[править | править вики-текст]

Данные по структуре облаков и геологии поверхности в сочетании с теоретическим выводом, что светимость Солнца за последние 3,8 миллиарда лет увеличилась на 25 %[47], 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[9].

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[48].

Наблюдения и измерения с Земли[править | править вики-текст]

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[49][50].

В 1940 году Руперт Вильдт подсчитал, что количество CO2 в атмосфере Венеры достаточно для повышения температуры поверхности выше точки кипения воды[51]. 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[51].

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[52]. 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[53].

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[53].

Дальнейшие исследования[править | править вики-текст]

Зонд Venus In-Situ Explorer, предложенный в рамках программы НАСА New Frontiers

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[54].

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[55].

В рамках Федеральной Космической программы Россия планирует после 2024 года запустить к Венере аппарат «Венера-Д»[56], 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[57].

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[58]. С тех пор изучение верхних слоев 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[59].

Вместо воздушного шара Джеффри А. Ландисом был предложен летательный аппарат на солнечных батареях[16], 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[34]. 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 защищенного 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[60].

См. также[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]

  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. (2003). «The surface of Venus». Rep. Prog. Phys. 66 (10): 1699–1734. DOI:10.1088/0034-4885/66/10/R04. Bibcode2003RPPh...66.1699B.
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; et al. (2007). «A warm layer in Venus’ cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO». Nature 450 (7170): 646–649. DOI:10.1038/nature05974. PMID 18046397. Bibcode2007Natur.450..646B.
  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.
  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 (2007). «Venus as a more Earth-like planet». Nature 450 (7170): 629–632. DOI:10.1038/nature06432. PMID 18046393. Bibcode2007Natur.450..629S.
  6. Венера — статья в БСЭ
  7. Dennis Normile (7 May 2010). «Mission to probe Venus's curious winds and test solar sail for propulsion». Science 328 (5979): 677. DOI:10.1126/science.328.5979.677-a. PMID 20448159. Bibcode2010Sci...328..677N.
  8. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 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:10.1038/nature06209. PMID 18046395. Bibcode2007Natur.450..637P.
  9. 1 2 Kasting, J.F. (1988). «Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus». Icarus 74 (3): 472–494. DOI:10.1016/0019-1035(88)90116-9. PMID 11538226. Bibcode1988Icar...74..472K.
  10. How Hot is Venus? (May 2006). Архивировано из первоисточника 31 января 2012.
  11. 1 2 Landis, Geoffrey A. (2003). «Colonization of Venus». AIP Conf. Proc. 654 (1): 1193–1198. DOI:10.1063/1.1541418. Bibcode2003AIPC..654.1193L.
  12. Clouds and atmosphere of Venus. Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides. Архивировано из первоисточника 31 января 2012.
  13. Lovelock, James. Gaia: A New Look at Life on Earth. — Oxford University Press, 1979. — ISBN 0-19-286218-9.
  14. Krasnopolsky V.A., Belyaev D.A., Gordon I.E., Li G., Rothman L.S. (2013). «Observations of D/H ratios in H2O, HCl, and HF on Venus and new DCl and DF line strengths». Icarus 224 (1): 57-65. DOI:10.1016/j.icarus.2013.02.010. Bibcode2013Icar..224...57K.
  15. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Patzold, M.; Hausler, B.; Bird, M.K.; et al. (2007). «The structure of Venus’ middle atmosphere and ionosphere». Nature 450 (7170): 657–660. DOI:10.1038/nature06239. PMID 18046400. Bibcode2007Natur.450..657P.
  16. 1 2 3 4 Landis, Geoffrey A.; Colozza, Anthony; and LaMarre, Christopher M (June 2002). "Atmospheric Flight on Venus" in 40th Aerospace Sciences Meeting and Exhibit sponsored by the American Institute of Aeronautics and Astronautics. Proceedings: IAC–02–Q.4.2.03, AIAA-2002-0819, AIAA0. 
  17. 1 2 Carl R. (Rod) Nave. The Environment of Venus. Department of Physics and Astronomy, Georgia State University. Архивировано из первоисточника 31 января 2012.
  18. 1 2 Flying over the cloudy world – science updates from Venus Express. Venus Today (12 июля 2006). Архивировано из первоисточника 26 февраля 2016.
  19. Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles. Shade Tree Physics. Архивировано из первоисточника 31 января 2012.
  20. 1 2 3 4 5 6 7 Markiewicz, W.J.; Titov, D.V.; Limaye, S.S.; et al. (2007). «Morphology and dynamics of the upper cloud layer of Venus». Nature 450 (7170): 633–636. DOI:10.1038/nature06320. PMID 18046394. Bibcode2007Natur.450..633M.
  21. 1 2 3 4 Кондратьев К.Я., Крупенио Н.Н., Селиванов А.С. Планета Венера. — Л.: Гидрометеоиздат, 1987. — 276 с.
  22. Moshkin, B.E.; Ekonomov, A.P., Golovin Iu.M. (1979). «Dust on the surface of Venus». Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research) 17: 280–285. Bibcode1979KosIs..17..280M.
  23. Emily Lakdawalla. First Venus Express VIRTIS Images Peel Away the Planet's Clouds (14 апреля 2006). Архивировано из первоисточника 31 января 2012.
  24. Double vortex at Venus South Pole unveiled!. European Space Agency (27 июня 2006). Архивировано из первоисточника 31 января 2012.
  25. В атмосфере Венеры обнаружен загадочный теплый слой | РосРегистр[неавторитетный источник? 143 дня]
  26. 1 2 Drossart, P.; Piccioni, G.; Gerard, G.C.; et al. (2007). «A dynamic upper atmosphere of Venus as revealed by VIRTIS on Venus Express». Nature 450 (7170): 641–645. DOI:10.1038/nature06140. PMID 18046396. Bibcode2007Natur.450..641D.
  27. 1 2 3 4 5 Russell, C.T. (1993). «Planetary Magnetospheres». Rep. Prog. Phys. 56 (6): 687–732. DOI:10.1088/0034-4885/56/6/001. Bibcode1993RPPh...56..687R.
  28. 1 2 3 4 5 6 Zhang, T.L.; Delva, M.; Baumjohann, W.; et al. (2007). «Little or no solar wind enters Venus’ atmosphere at solar minimum». Nature 450 (7170): 654–656. DOI:10.1038/nature06026. PMID 18046399. Bibcode2007Natur.450..654Z.
  29. Whitten, R. C. (November 1984). «Dynamics of the Venus ionosphere: A two-dimensional model study». Icarus 60 (2): 317–326. DOI:10.1016/0019-1035(84)90192-1. Bibcode1984Icar...60..317W.
  30. 1 2 Barabash, S.; Fedorov, A.; Sauvaud, J.J.; et al. (2007). «The loss of ions from Venus through the plasma wake». Nature 450 (7170): 650–653. DOI:10.1038/nature06434. PMID 18046398. Bibcode2007Natur.450..650B.
  31. 2004 Venus Transit information page, Venus, Earth, and Mars, NASA
  32. Krasnopolsky, V.A.; Parshev V.A. (1981). «Chemical composition of the atmosphere of Venus». Nature 292 (5824): 610–613. DOI:10.1038/292610a0. Bibcode1981Natur.292..610K.
  33. Это сферическое альбедо. Геометрическое альбедо 85 %.
  34. 1 2 Landis, Geoffrey A. (2001). «Exploring Venus by Solar Airplane». AIP Conference Proceedings (American Institute of Physics) 522: 16–18. DOI:10.1063/1.1357898. Bibcode2001AIPC..552...16L.
  35. Венера-8. Научно-производственное объединение им. С.А. Лавочкина. Архивировано из первоисточника 18 августа 2011.
  36. Paul Schlyter. Radiometry and photometry in astronomy FAQ (2006)
  37. Koehler, H. W. (1982). «Results of the Venus sondes Venera 13 and 14». Sterne und Weltraum 21: 282. Bibcode1982S&W....21..282K.
  38. Planet Venus: Earth's 'evil twin', BBC News (7 November 2005).
  39. 1 2 Russell, C.T.; Zhang, T.L.; Delva, M.; et al. (2007). «Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere». Nature 450 (7170): 661–662. DOI:10.1038/nature05930. PMID 18046401. Bibcode2007Natur.450..661R.
  40. NASA Scientist Confirms Light Show on Venus
  41. Experts puzzled by spot on Venus, BBC News (1 August 2009).
  42. 1 2 3 Cockell, Charles S (1999). «Life on Venus». Plan.Space Sci. 47 (12): 1487–1501. DOI:10.1016/S0032-0633(99)00036-7. Bibcode1999P&SS...47.1487C.
  43. Landis, Geoffrey A. (2003). «Astrobiology: the Case for Venus». J. of the British Interplanetary Society 56 (7/8): 250–254. Bibcode2003JBIS...56..250L.
  44. Leonard David, Life Zone on Venus Possible [online]. Space.com, 11.02.2003.
  45. Grinspoon David. Venus Revealed: A New Look Below the Clouds of Our Mysterious Twin Planet. — Reading, Mass.: Addison-Wesley Pub., 1998. — ISBN 978-0201328394.
  46. Venus could be a haven for life, ABC News (28 сентября 2002).
  47. Newman, M.J.; Rood, R. T. (1977). «Implications of solar evolution for the Earth’s early atmosphere». Science 198 (4321): 1035–1037. DOI:10.1126/science.198.4321.1035. PMID 17779689. Bibcode1977Sci...198.1035N.
  48. Henry Bortman. Was Venus Alive? The Signs are Probably There. Astrobiology Magazine (26 августа 2004). Архивировано из первоисточника 4 марта 2016.
  49. Михаил Васильевич Ломоносов. Избранные произведения в 2-х томах. М.: Наука. 1986
  50. Shiltsev V. (2014). «The 1761 discovery of Venus’ atmosphere: Lomonosov and others». Journal of Astronomical History and Heritage 17 (1): 85-112. Bibcode2014JAHH...17...85S.
  51. 1 2 Weart, Spencer, The Discovery of Global Warming, «Venus & Mars», June 2008
  52. Robert Roy Britt. First Detection Made of an Extrasolar Planet's Atmosphere(недоступная ссылка — история). Space.com (27 ноября 2001). Архивировано из первоисточника 11 мая 2008.
  53. 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 из первоисточника 31 января 2012.
  54. New Frontiers Program — Program Description. NASA. Архивировано из первоисточника 31 января 2012.
  55. Venus Mobile Explorer — Description. NASA. Архивировано из первоисточника 31 января 2012.
  56. РАН: запуск «Венеры-Д» состоится не ранее 2024 года. Газета.Ру (9 апреля 2012). Проверено 6 сентября 2012. Архивировано из первоисточника 16 октября 2012.
  57. Проект «ВЕНЕРА-Д» — Федеральная Космическая программа России. Институт Космических Исследований. Архивировано из первоисточника 31 января 2012.
  58. «Вега»: аэростаты в небе Венеры
  59. Myers, Robert. Robotic Balloon Probe Could Pierce Venus's Deadly Clouds, SPACE.com (13 ноября 2002). Проверено 23 марта 2011.
  60. Landis, Geoffrey A. (2006). «Robotic Exploration of the Surface and Atmosphere of Venus». Acta Astronautica 59 (7): 570–579. DOI:10.1016/j.actaastro.2006.04.011. Bibcode2006AcAau..59..570L.

Литература[править | править вики-текст]

  • Засова Л. В., Мороз В. И., Линкин В. М., Хатунцев И. В., Майоров Б. C. Строение атмосферы Венеры от поверхности до 100 км высоты (рус.) // 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 (рус.) // 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 (рус.) // Космические исследования. — 1985. — № 23. — С. 206—220.

Ссылки[править | править вики-текст]

Слушать введение в статью · (инф.)
Exquisite-kmix.png
Этот звуковой файл был создан на основе введения в статью версии за 23 июня 2011 года и не отражает правки после этой даты.
см. также другие аудиостатьи