Эта статья входит в число хороших статей

Атмосфера Венеры

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Это старая версия этой страницы, сохранённая Skip01 (обсуждение | вклад) в 21:45, 22 июня 2011 (→‎Облака). Она может серьёзно отличаться от текущей версии.
Перейти к навигации Перейти к поиску
Атмосфера Венеры

Структура облаков в атмосфере Венеры, сфотографированная зондом Пионер-Венера-1 в 1979 г. Характерная форма облаков в виде буквы V вызвана сильными ветрами вблизи экватора.

Общая информация[1]
Высота 250 км
Среднее давление у поверхности (92 бар) или 9,2 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 намного плотнее и горячее атмосферы Земли: температура у поверхности составляет 740 К (467 °С) при давлении около 93 бар[1]. Атмосфера Венеры содержит непрозрачные облака из серной кислоты, что делает невозможным проведение оптических наблюдений поверхности. Вследствие этого топографическая информация о поверхности получается благодаря радиолокационным исследованиям[1]. Основными газами, составляющими атмосферу, являются двуокись углерода и азот. Другие химические соединения присутствуют только в следовых количествах[1].

Атмосфера планеты находится в состоянии сильной циркуляции и вращения[3]. Полный цикл вращения атмосферы составляет всего четыре земных дня, что во много раз быстрее периода вращения планеты (243 дня). Ветра́ при таком быстром вращении имеют скорость до 100 м/с (~360 км/ч)[3], что превышает скорость вращения планеты в 60 раз. Для сравнения, на Земле самые сильные ветра имеют от 10 % до 20 % скорости вращения[4]. С другой стороны, скорость ветра снижается по мере уменьшения высоты, достигая 10 км/ч у поверхности[5]. Недалеко от полюсов существуют антициклонические структуры, называемые полярными вихрями. Каждый вихрь имеет двойной глаз и характерный S-образный рисунок облаков[6].

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[3]. Предполагается, что атмосфера Венеры около 4 миллиардов лет назад была больше похожа на земную с жидкой водой на поверхности. Необратимый парниковый эффект, возможно, был вызван испарением поверхностной воды и последующим повышением уровней других парниковых газов[7][8].

Несмотря на экстремальные условия на поверхности планеты, атмосферное давление и температура на высоте 50—65 км имеют практически такие же значения, как и на поверхности Земли, что делает верхние слои атмосферы Венеры наиболее похожими на земные в Солнечной системе (причем даже большими, 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[9].

Структура и состав

Состав

Круговая диаграмма атмосферы Венеры. Диаграмма справа — увеличенный масштаб микроэлементов, которые все вместе не составляют даже десятых долей процента.

Атмосфера Венеры состоит в основном из углекислого газа, а также небольшого количества азота и других рассеянных элементов. Количество азота по сравнению с количеством углекислого газа относительно невелико, но поскольку атмосфера Венеры значительно плотнее, чем атмосфера Земли, то общее содержание азота на Венере примерно в четыре раза больше, чем на Земле (при этом содержание азота в земной атмосфере составляет 78 %, а в венерианской — 3,5 %)[1][10].

Атмосфера Венеры в небольших количествах содержит ряд соединений, в том числе на основе водорода: хлороводород (HCl) и фтороводород (HF). Также присутствуют угарный газ, водяной пар и молекулярный кислород[2][3]. Водород — относительно редкий газ в атмосфере Венеры. Большое количество водорода, предположительно, было рассеяно в космосе[11], а остальная часть связана, в основном, в соединениях серной кислоты (H2SO4) и сероводорода. Потеря значительного количества водорода доказывается очень высоким отношением D/H, измеренным в атмосфере Венеры[3]. Соотношение примерно равно 0,025, что значительно выше, чем земное значение 0,00016[2]. Кроме того, в верхних слоях атмосферы Венеры соотношение D/H составляет 1,5, что выше, чем в основном объёме атмосферы[2].

Тропосфера

Общая характеристика

Рисунок 1761 года, выполненный Михаилом Ломоносовым в его работе по открытию атмосферы Венеры

Атмосфера Венеры разделена на несколько слоёв. Наиболее плотная часть атмосферы — тропосфера, начинается на поверхности планеты и простирается вплоть 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[3][12].

Атмосферное давление на поверхности Венеры в 92 раза выше, чем на Земле, и сравнимо с давлением, создаваемым слоем воды на глубине 910 метров. Из-за такого высокого давления 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 и сернистым газом создаёт сильный парниковый эффект, что в свою очередь делает Венеру самой горячей планетой в Солнечной системе с температурой у поверхности 740К (467 °С) при том, что она расположена дальше от Солнца и получает лишь 25 % солнечной энергии по сравнению с Меркурием[10]. Средняя температура у поверхности выше температуры плавления свинца 600 К (327 °C), олова 505 К (232 °C) и цинка 693 K (420 °C). Вследствие плотной тропосферы разница температур между дневной и ночной сторонами незначительна, хотя медленное ретроградное вращение планеты приводит к тому, что одни сутки на Венере длятся 116,8 земных суток[1].

Атмосфера
Высота
(км)		 Темп.
(°C)		 Атмосферное
давление
(× Земли)[уточнить]
0 462 92,10
5 424 66,65
10 385 47,39
15 348 33,04
20 306 22,52
25 264 14,93
30 222 9,851
35 180 5,917
40 143 3,501
45 110 1,979
50 75 1,066
55 27 0,5314
60 −10 0,2357
65 −30 0,09765
70 −43 0,03690
80 −76 0,004760
90 −104 0,0003736
100 −112 0,00002660

Тропосфера Венеры содержит 99 % всей атмосферы планеты по массе. 90 % атмосферы Венеры находится в пределах 28 км от поверхности. Для сравнения, 90 % атмосферы Земли находится в пределах 10 км. На высоте 50 км атмосферное давление примерно равно давлению на поверхности Земли[13]. На ночной стороне Венеры облака можно обнаружить даже в 80 км над поверхностью[14].

Район тропосферы наиболее похож на земную вблизи тропопаузы — границы между тропосферой и мезосферой. Она расположена чуть выше 50 км[12]. По данным измерений зондов Магеллана и Венера-экспресс, 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[12][15]. Эта область является лучшим местом, в котором можно базировать исследовательские корабли или колонии и где температура будет в диапазоне жидкой воды от 273К (0 °C) до 323К (50 °С), а давление воздуха такое же, как на Земле[9][16].

Циркуляция

Циркуляция в тропосфере Венеры является следствием так называемого циклострофического приближения[3]. Скорость его воздушных потоков приблизительно определяется балансом барического градиента и центробежных сил в почти правильном зональном воздушном течении. Для сравнения, циркуляция в земной атмосфере определяется геострофическим балансом[3]. Скорость ветров на Венере может быть непосредственно измерена только в верхних слоях тропосферы (тропопаузе) между 60 и 70 км, что соответствует верхнему слою облаков[17]. Движение облаков, как правило, наблюдается в ультрафиолетовой части спектра, где контраст между облаками является самым высоким[17]. Линейная скорость ветров на этой высоте составляет около 100 ± 10 м/с ниже 50° широты, и они являются ретроградными, то есть дуют в направлении, обратном вращению планеты[17]. Ветры быстро ослабевают при перемещении в сторону высоких широт и, в итоге, полностью исчезают на полюсах. Такие сильные ветра около верхней границы облаков вызывают явление, известное как супервращение атмосферы[3]. Другими словами, эти мощные ветра делают круг вокруг планеты быстрее, чем вращается сама планета[16]. Супервращение на Венере является дифференциальным, то есть экваториальная тропосфера вращается медленнее, чем тропосфера средних широт[17]. У ветров также есть сильный вертикальный градиент: их скорость по мере снижения уменьшается со скоростью 3 м/с на км[3]. 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][18].

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[3]. Горячий воздух поднимается в экваториальной зоне, где наблюдается наибольший нагрев Солнцем, и направляется к полюсам. Такое явление называется ячейкой Хадли[3]. Однако меридиональные (север-юг) движения воздуха гораздо медленнее, чем зональные ветра. Граница ячейки Хадли на Венере находится около широт ± 60°[3]. 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°[3]. В диапазоне широт 60—70° существуют холодные полярные воротники[3][6]. Они характеризуются температурой на 30—40 К ниже, чем верхние слои тропосферы в соседних широтах[6]. Более низкая температура, вероятно, вызвана подъёмом воздуха в них и адиабатическим охлаждением[6]. 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[3]. 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°[17].

В холодных полярных воротниках находятся нерегулярные структуры, известные как шаблон не поддерживает такой синтаксис[3]. Они представляют из себя 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[6]. Вихри вращаются с периодом около 3 дней в направлении общего супервращения атмосферы[6]. Вблизи их внешних границ линейная скорость ветра достигает 35—50 м/с и уменьшается до нуля в центрах[6]. Температура в верхних облаках полярных вихрей гораздо выше, чем в близлежащих полярных воротниках, и достигает 250 К (−23 °С)[6]. Общепринятое объяснение полярных вихрей состоит в том, что они являются антициклонами с даунвеллингом в центре и апвеллингом в холодных полярных воротниках[3]. 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[6]. Полярная верхняя тропосфера и мезосфера являются чрезвычайно динамичными — 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 более яркой на 30 %[17]. Это событие, вероятно, было вызвано выбросом сернистого газа в мезосферу, который затем сконденсировался, образуя яркую дымку[17].

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

Первый вихрь на Венере был обнаружен на северном полюсе аппаратом «Пионер-Венера-1» в 1978 году[19]. Открытие второго по величине вихря с двойным глазом на южном полюсе Венеры было сделано летом 2006 года зондом «Венера-экспресс»[20].

Верхняя атмосфера и ионосфера

Мезосфера Венеры находится в интервале между 65 и 120 км. Далее начинается термосфера, достигающая верхней границы атмосферы (экзосферы) на высоте 220—350 км[12].

Мезосфера Венеры может быть разделена на два уровня: нижний (62—73 км) и верхний (73—95) км[12]. В первом слое температура почти постоянна и составляет 230К (−43 °С). Этот уровень совпадает с верхним слоем облаков. На втором уровне температура начинает понижаться, опускаясь до 165 К (−108 °C) на высоте 95 км. Это самое холодное место на дневной стороне атмосферы Венеры[2]. Далее начинается мезопауза[12], 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 с температурой 100К (−173 °C). Её иногда называют криосферой[2].

Циркуляции в верхней мезосфере и термосфере Венеры полностью отличаются от циркуляций в нижних слоях атмосферы[2]. На высотах 90—150 км воздух Венеры перемещается с дневной на ночную сторону планеты, с апвеллингом над освещенным полушарием и даунвеллингом над тёмной стороной. Даунвеллинг над ночной полусферой вызывает адиабатический нагрев воздуха, который формирует теплый слой на ночной стороне мезосферы на высотах 90—120 км[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[21]. Ночная сторона верхней мезосферы и термосферы Венеры является также источником не-ЛТР (нелокального термодинамического равновесия) выбросов молекул СО2 и NO, которые ответственны за низкую температуру ночной стороны термосферы[21].

Зонд «Венера-экспресс», используя звёздные затмения, показал, что атмосферная дымка простирается гораздо выше на ночной стороне по сравнению с дневной. На дневной стороне облачный слой имеет толщину 20 км и простирается приблизительно до 65 км, тогда как на ночной стороне облачный слой в форме плотного тумана достигает 90 км в высоту, проникая в мезосферу и даже выше (105 км), уже как прозрачная дымка[14].

Венера имеет вытянутую ионосферу, расположенную на высоте 120—300 км и почти совпадающую с термосферой[12]. Высокие уровни ионизации сохраняются только на дневной стороне планеты. На ночной стороне концентрация электронов практически равна нулю[12]. Ионосфера Венеры состоит из трёх слоев: 120—130 км, 140—160 км и 200—250 км[12]. 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[12]. Верхняя граница ионосферы — ионопауза — расположена на высоте 220—375 км[22][23]. Основные ионы в первом и втором слое — это O2+ ионы, в то время как третий слой состоит из O+ ионов[12]. 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[24].

Индуцированная магнитосфера

Взаимодействие Венеры с солнечным ветром. Показаны компоненты индуцированной магнитосферы.

Венера не имеет магнитного поля[22][23]. 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[22]. 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[22][23].

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[23]. Вблизи максимума солнечной активности она может быть в несколько раз ближе к планете[22]. Магнитопауза расположена на высоте 300 км[23]. 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[23]. Хвост магнитосферы тянется на расстоянии до десяти радиусов планеты. Это наиболее активная часть венерианской магнитосферы — здесь присутствуют события повторного соединения и ускорения частиц. Энергия электронов и ионов в хвосте магнитосферы составляет около 100 эВ и 1000 эВ соответственно[25].

В связи с отсутствием собственного магнитного поля, солнечный ветер проникает глубоко в планетарную экзосферу, что ведет к существенным потерям атмосферы[26]. Потери происходят в основном посредством хвоста 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[25].

Облака

Облака Венеры являются довольно плотными и состоят из сернистого газа и капель серной кислоты[27]. Они отражают около 75 % падающего солнечного света[28], а также скрывают поверхность планеты, препятствуя её наблюдению[1]. Отражательная способность облаков является причиной, по которой количество отражённого света сравнимо со светом, поступающим от Солнца, и поэтому зонд, изучающий верхнюю часть облаков, может использовать солнечную энергию, исходящую от облаков, почти так же, как и ту, которая поступает от Солнца, что значительно упрощает проектирование и использование солнечных батарей[29].

Толщина облачного покрова такова, что лишь незначительная часть солнечного света достигает поверхности, и уровень освещенности составляет всего 1000—3000 люкс во время нахождения Солнца в зените[30]. Для сравнения на Земле в пасмурный день освещение составляет 1000 люкс, а в ясный солнечный день (в тени) 10—25 тыс. люкс[31]. Поэтому на Венере солнечная энергия практически не может использоваться зондами. Влажность у поверхности составляет менее 0,1 %[32]. Из-за высокой плотности облаков и их высокой отражающей способности суммарное количество солнечной энергии, получаемой планетой, меньше, чем у Земли.

Фотография, сделанная космическим аппаратом «Галилео» по пути к Юпитеру в 1990 году во время облёта Венеры. Был использован голубоватый оттенок, чтобы показать, что фото было сделано через фиолетовый фильтр.

Серная кислота производится 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 является реагентным, и когда он вступает в реакцию с сернистым газом, микрокомпонентом атмосферы Венеры, то результатом является серный газ, который может объединяться с парами воды, другим микрокомпонентом атмосферы Венеры. В результате этих реакций образуется серная кислота:

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

Кислотные дожди Венеры никогда не достигают земли, а испаряются от жары, не достигнув поверхности, и образуют явление, известное как вирга[33]. Предполагается, что в результате вулканической активности сера попала в атмосферу, а высокая температура последней препятствовала связыванию серы в твёрдые соединения на поверхности, как это было на Земле[34].

Облака Венеры способны создавать молнии так же, как облака на Земле[35]. Первые предполагаемые вспышки были обнаружены советскими станциями «Венера», а в 2006—2007 годах аппарат «Венера-Экспресс» сообщил об обнаружении геликонов в атмосфере Венеры, которые были приписаны молниям. Их скачкообразное появление указывает на шаблон, связанный с погодной активностью. Интенсивность молний по меньшей мере составляет половину земных[35]. Молнии Венеры уникальны тем, что в отличие от молний, обнаруженных на Юпитере, Сатурне и Земле, это единственные известные молнии, которые не связаны с водяными облаками. Они возникают в облаках серной кислоты[36].

В 2009 году заметное яркое пятно в атмосфере было обнаружено астрономом-любителем и сфотографировано аппаратом «Венера-Экспресс». Причины его появления в настоящее время неизвестны, но в качестве возможного объяснения выдвигаются гипотезы, связанные с активностью вулканов[37].

Наличие жизни

Основная статья: Жизнь на Венере
Файл:Venera 7 capsule.jpg
Венера-7, первый в истории аппарат, достигший поверхности Венеры и выдержавший атмосферное давление в течение 23 минут

Из-за суровых условий на поверхности планеты наличие жизни на Венере представляется маловероятным, однако в последнее время на Земле были обнаружены микроорганизмы, обитающие в экстремальных условиях, что свидетельствует о возможности обитания подобных организмов и на второй планете Солнечной системы. Существа, известные как экстремофилы, живут на Земле в экстремальных местах. Термофилы и гипертермофилы процветают при температурах, достигающих температуры кипения воды, ацидофилы живут при уровне рН, равном 3 или ниже, полиэкстремофилы могут выдерживать разнообразные экстремальные условия. Помимо них, на Земле присутствуют многие другие типы экстремофилов[38].

Однако жизнь может также существовать вне области распространения экстремофилов, например, в облаках. Учёные предполагают присутствие некоторых форм жизни в облаках Венеры подобно бактериям, которые были обнаружены в облаках на Земле[39]. Микробы в плотной, облачной атмосфере могут быть защищены от солнечного излучения соединениями серы в воздухе[38].

В результате анализа данных, полученных зондами «Венера», «Пионер» и «Магеллан», в верхних слоях атмосферы обнаружены сероводород (H2S) и сернистый газ (SO2), а также сульфид карбонила (O=C=S). Первые два газа вступают в реакцию 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 производятся за счёт эффективных катализаторов, требующих больших объёмов веществ разного химического состава. На Земле таковыми катализаторами являются микроорганизмы[40]. Кроме того, часто упускается из виду тот факт, что одна из первых исследовательских станций «Венера» обнаружила большое количество хлора чуть ниже слоя облаков[41]. Было высказано предположение, что микроорганизмы на этом уровне могут поглощать ультрафиолетовый свет Солнца, используя его в качестве источника энергии. Это могло бы являться объяснением тёмных пятен, видимых на ультрафиолетовых изображениях планеты[42]. Большое, несферическое облако частиц было также обнаружено в слоях облаков. Их состав пока неизвестен[38].

Эволюция

Посредством изучения структуры облаков и геологии поверхности в сочетании с тем фактом, что светимость Солнца за последние 3,8 миллиарда лет увеличилась на 25 %[43], считается, что атмосфера Венеры 4 миллиарда лет назад была больше похоже на земную с жидкой водой на поверхности. Неудержимый парниковый эффект мог быть вызван испарением поверхностных вод и последовавшим повышением уровня парниковых газов. Поэтому атмосфера Венеры подвергается пристальному вниманию и изучению учёными, занимающимися проблемами изменения климата на Земле[7].

На Венере отсутствуют геологические образования, позволяющие предположить наличие воды в течение последних нескольких миллиардов лет. Однако и нет причин предполагать, что Венера была исключением из тех процессов, которые сформировали Землю и дали ей воду во время ранней истории, возможно, из исходных пород, которые сформировали планеты или из комет. Общее мнение среди учёных таково, что вода должно быть существовала около 600 миллионов лет на поверхности до испарения, хотя некоторые учёные, такие как астробиолог Дэвид Гринспун, считают, что цифра 2 миллиарда лет также может быть правдоподобной[44].

Наблюдения и измерения с Земли

Основная статья: Прохождение Венеры по диску Солнца
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 транзита 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». Такой же светлый ореол наблюдался и при схождении Венеры с солнечного диска. М. В. Ломоносов дал правильное научное объяснение этому явлению, считая его результатом рефракции солнечных лучей в атмосфере Венеры[45].

В 1940 году Руперт Вильдт подсчитал, что количество CO2 в атмосфере Венеры привело бы к повышению температуры поверхности выше точки кипения воды[46]. 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[46].

Верхние слои атмосферы Венеры могут быть изучены с Земли в тех редких случаях, когда планета пересекает Солнце и известных как солнечный транзит. Последнее прохождение Венеры по диску Солнца произошло в 2004 году. Используя количественную астрономическую спектроскопию, учёные смогли проанализировать солнечный свет, прошедший через атмосферу планеты с целью обнаружения химических веществ, содержащихся в ней. Метод анализа света для получения информации об атмосфере планеты впервые дал результаты только в 2001 году[47], и это была первая возможность получения убедительных результатов таким способом с начала наблюдения солнечных транзитов. Этот солнечный транзит являлся редкой возможностью получения данных, учитывая отсутствие информации об атмосфере между 65 и 85 км[48]. Солнечный транзит в 2004 году позволил астрономам собрать большое количество данных, полезных не только в определении состава верхней атмосферы Венеры, но и в усовершенствовании методов, используемых в поиске экзопланет. Атмосфера, состоящая в основном из углекислого газа, поглощает ближнее инфракрасное излучение, что делает её доступной для наблюдения. Во время транзита 2004 года поглощения в атмосфере показали свойства газов на этой высоте. Доплеровское смещение газов также позволило измерить характеристики ветров[49].

Прохождение Венеры по диску Солнца чрезвычайно редкое событие, и последний транзит планеты помимо 2004 года был в 1882 году. Следующий транзит будет в 2012 году, а после него только через 105 лет[48][49].

Дальнейшие исследования

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

В настоящее время космический аппарат Венера-экспресс находится на орбите вокруг планеты, проводя исследования с использованием инфракрасной спектроскопии в 1—5 мкм области спектра[3]. Зонд «Акацуки» японского аэрокосмического агентства, запущенный в мае 2010 года, был предназначен для исследования планеты в течение двух лет, включая изучение структуры и активности атмосферы, но манёвр выхода на орбиту в декабре 2010 года закончился неудачей. Рассматривается возможность повторной попытки выхода на орбиту Венеры в 2016—2017 годах, когда аппарат снова приблизится к планете.

Предложенный в рамках программы New Frontiers зонд шаблон не поддерживает такой синтаксис, 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 возвращению образца с планеты[50].

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[51].

В рамках Федеральной Космической программы Россия планирует в 2016 году запустить к Венере аппарат «Венера-Д», в число задач которого будет входить и изучение атмосферы. В частности планируется провести следующие 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[52].

После миссий, определивших экстремальные условия на поверхности планеты, внимание учёных сместилось в сторону других целей, таких как Марс. Тем не менее, к Венере было осуществлено много миссий, и целью некоторых из них была малоизвестная верхняя атмосфера. При реализации советской программы Вега в 1985 году были сброшены два воздушных шара в атмосферу, однако они питались от батарей, поэтому продержались всего двое земных суток прежде, чем закончилось питание. 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[53].

Вместо воздушного шара Джеффри А. Ландисом был предложен солнечный летательный аппарат[16], и эта идея время от времени фигурировала с начала 2000-х годов. Венера имеет высокое альбедо и отражает большую часть солнечного света, что делает поверхность довольно тёмной. В свою очередь, верхняя атмосфера на 60 км имеет восходящую солнечную интенсивность 90 %, что означает, что солнечные батареи сверху и снизу аппарата могли бы использоваться с почти равной эффективностью[29]. В дополнение к этому, немного меньшая сила тяжести, высокое давление воздуха и медленное вращение планеты с учётом нескончаемой солнечной энергии делают эту часть планеты идеальной для изучения. Предложенный летательный аппарат работал бы лучше всего на высоте, где солнечный свет, давление воздуха и скорость ветра позволят ему оставаться в воздухе постоянно с небольшими падениями вниз в течение нескольких часов прежде, чем возвратиться обратно. 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 бесконечно, пока сбой или непредвиденные проблемы не выведут его из строя. Ландис также предложил, что роверы, подобные «Спириту» и «Оппортьюнити», возможно смогут исследовать поверхность, но с тем различием, что роверы Венеры будут управляться компьютерами, находящимися на аппарате в атмосфере[54].

См. также

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Basilevsky, Alexandr T. (2003). "The surface of Venus" (abstract page). Rep. Prog. Phys. 66 (10): 1699—1734. Bibcode:2003RPPh...66.1699B. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Bertaux, Jean-Loup (2007). "A warm layer in Venus' cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO". Nature. 450 (7170): 646—649. Bibcode:2007Natur.450..646B. doi:10.1038/nature05974. PMID 18046397. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 Svedhem, Hakan (2007). "Venus as a more Earth-like planet". Nature. 450 (7170): 629—632. Bibcode:2007Natur.450..629S. doi:10.1038/nature06432. PMID 18046393. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
  4. ↑ Dennis Normile (7 May 2010). "Mission to probe Venus's curious winds and test solar sail for propulsion". Science. 328 (5979): 677. Bibcode:2010Sci...328..677N. doi:10.1126/science.328.5979.677-a. PMID 20448159.
  5. ↑ DK Space Encyclopedia: Atmosphere of Venus p 58.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Piccioni, G. (2007). "South-polar features on Venus similar to those near the north pole". Nature. 450 (7170): 637—640. Bibcode:2007Natur.450..637P. doi:10.1038/nature06209. PMID 18046395. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
  7. ↑ 1 2 Kasting, J.F. (1988). "Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus". Icarus. 74 (3): 472—494. Bibcode:1988Icar...74..472K. doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9. PMID 11538226. {{cite journal}}: Указан более чем один параметр |first1= and |first= (справка)
  8. ↑ How Hot is Venus? (май 2006).
  9. ↑ 1 2 Landis, Geoffrey A. (2003). "Colonization of Venus". AIP Conf. Proc. 654 (1): 1193—1198. Bibcode:2003AIPC..654.1193L. doi:10.1063/1.1541418.
  10. ↑ 1 2 Clouds and atmosphere of Venus. Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides.
  11. ↑ Lovelock, James. Gaia: A New Look at Life on Earth. — Oxford University Press, 1979. — ISBN 0-19-286218-9.
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Patzold, M. (2007). "The structure of Venus' middle atmosphere and ionosphere". Nature. 450 (7170): 657—660. Bibcode:2007Natur.450..657P. doi:10.1038/nature06239. PMID 18046400. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
  13. ↑ Carl R. (Rod) Nave. The Environment of Venus. Department of Physics and Astronomy, Georgia State University.
  14. ↑ 1 2 Flying over the cloudy world – science updates from Venus Express. Venus Today (12 июля 2006).
  15. ↑ Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles. Shade Tree Physics.
  16. ↑ 1 2 3 Landis, Geoffrey A. "Atmospheric Flight on Venus" (PDF). Proceedings. 40th Aerospace Sciences Meeting and Exhibit sponsored by the American Institute of Aeronautics and Astronautics. Reno, Nevada, January 14–17, 2002. pp. IAC–02–Q.4.2.03, AIAA-2002-0819, AIAA0. {{cite conference}}: Неизвестный параметр |booktitle= игнорируется (|book-title= предлагается) (справка); Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (location) (ссылка)
  17. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Markiewicz, W.J. (2007). "Morphology and dynamics of the upper cloud layer of Venus". Nature. 450 (7170): 633—636. Bibcode:2007Natur.450..633M. doi:10.1038/nature06320. PMID 18046394. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
  18. ↑ Moshkin, B.E. (1979). "Dust on the surface of Venus". Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research). 17: 280—285. Bibcode:1979KosIs..17..280M. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
  19. ↑ Emily Lakdawalla. First Venus Express VIRTIS Images Peel Away the Planet's Clouds (14 апреля 2006).
  20. ↑ Double vortex at Venus South Pole unveiled! European Space Agency (27 июня 2006).
  21. ↑ 1 2 Drossart, P. (2007). "A dynamic upper atmosphere of Venus as revealed by VIRTIS on Venus Express". Nature. 450 (7170): 641—645. Bibcode:2007Natur.450..641D. doi:10.1038/nature06140. PMID 18046396. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
  22. ↑ 1 2 3 4 5 Russell, C.T. (1993). "Planetary Magnetospheres". Rep. Prog. Phys. 56 (6): 687—732. Bibcode:1993RPPh...56..687R. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001.
  23. ↑ 1 2 3 4 5 6 Zhang, T.L. (2007). "Little or no solar wind enters Venus' atmosphere at solar minimum". Nature. 450 (7170): 654—656. Bibcode:2007Natur.450..654Z. doi:10.1038/nature06026. PMID 18046399. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
  24. ↑ Whitten, R. C.; McCormick, P. T.; Merritt, David; Thompson, K. W.; et al. (November 1984). "Dynamics of the Venus ionosphere: A two-dimensional model study". Icarus. 60 (2): 317—326. Bibcode:1984Icar...60..317W. doi:10.1016/0019-1035(84)90192-1. {{cite journal}}: Явное указание et al. в: |first4= (справка)
  25. ↑ 1 2 Barabash, S. (2007). "The loss of ions from Venus through the plasma wake". Nature. 450 (7170): 650—653. Bibcode:2007Natur.450..650B. doi:10.1038/nature06434. PMID 18046398. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
  26. ↑ 2004 Venus Transit information page, Venus Earth and Mars, NASA
  27. ↑ Krasnopolsky, V.A. (1981). "Chemical composition of the atmosphere of Venus". Nature. 292 (5824): 610—613. Bibcode:1981Natur.292..610K. doi:10.1038/292610a0. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
  28. ↑ Это сферическое альбедо. Геометрическое альбедо 85 %.
  29. ↑ 1 2 Landis, Geoffrey A. (2001). "Exploring Venus by Solar Airplane". AIP Conference Proceedings. 522. American Institute of Physics: 16—18. Bibcode:2001AIPC..552...16L. doi:10.1063/1.1357898.
  30. ↑ Венера-8. Научно-производственное объединение им. С.А. Лавочкина.
  31. ↑ Paul Schlyter. Radiometry and photometry in astronomy FAQ (2006)
  32. ↑ Koehler, H. W. (1982). "Results of the Venus sondes Venera 13 and 14". Sterne und Weltraum. 21: 282. Bibcode:1982S&W....21..282K.
  33. ↑ "Planet Venus: Earth's 'evil twin'". BBC News. 7 November 2005.
  34. ↑ The Environment of Venus
  35. ↑ 1 2 Russell, C.T. (2007). "Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere". Nature. 450 (7170): 661—662. Bibcode:2007Natur.450..661R. doi:10.1038/nature05930. PMID 18046401. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
  36. ↑ NASA Scientist Confirms Light Show on Venus
  37. ↑ "Experts puzzled by spot on Venus". BBC News. 1 August 2009.
  38. ↑ 1 2 3 Cockell, Charles S (1999). "Life on Venus". Plan.Space Sci. 47 (12): 1487—1501. Bibcode:1999P&SS...47.1487C. doi:10.1016/S0032-0633(99)00036-7.
  39. ↑ Landis, Geoffrey A. (2003). "Astrobiology: the Case for Venus". J. of the British Interplanetary Society. 56 (7/8): 250—254.
  40. ↑ Leonard David, Life Zone on Venus Possible [online]. Space.com, 11.02.2003.
  41. ↑ Grinspoon, David. Venus Revealed: A New Look Below the Clouds of Our Mysterious Twin Planet. — Reading, Mass. : Addison-Wesley Pub., 1998. — ISBN 978-0201328394.
  42. ↑ "Venus could be a haven for life". ABC News. 2002-09-28.
  43. ↑ Newman, M.J. (1977). "Implications of solar evolution for the Earth's early atmosphere". Science. 198 (4321): 1035—1037. Bibcode:1977Sci...198.1035N. doi:10.1126/science.198.4321.1035. PMID 17779689. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
  44. ↑ Henry Bortman. Was Venus Alive? The Signs are Probably There. Astrobiology Magazine (26 августа 2004).
  45. ↑ Михаил Васильевич Ломоносов. Избранные произведения в 2-х томах. М.: Наука. 1986
  46. ↑ 1 2 Weart, Spencer, The Discovery of Global Warming, «Venus & Mars», June 2008
  47. ↑ Robert Roy Britt. First Detection Made of an Extrasolar Planet's Atmosphere. Space.com (27 ноября 2001).
  48. ↑ 1 2 Venus' Atmosphere to be Probed During Rare Solar Transit. Space.com (7 июня 2004).
  49. ↑ 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).
  50. ↑ New Frontiers Program — Program Description. NASA.
  51. ↑ Venus Mobile Explorer — Description. NASA.
  52. ↑ Проект «ВЕНЕРА-Д» — Федеральная Космическая программа России. Институт Космических Исследований.
  53. ↑ Myers, Robert (2002-11-13). "Robotic Balloon Probe Could Pierce Venus's Deadly Clouds" (PDF). SPACE.com. Дата обращения: 23 марта 2011.
  54. ↑ Landis, Geoffrey A. (2006). "Robotic Exploration of the Surface and Atmosphere of Venus". Acta Astronautica. 59 (7): 570—579. Bibcode:2006AcAau..59..570L. doi:10.1016/j.actaastro.2006.04.011. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |voulume= игнорируется (справка)

Литература

  • Засова Л. В., Мороз В. И., Линкин В. М., Хатунцев И. В., Майоров Б. C. Строение атмосферы Венеры от поверхности до 100 км высоты // Космические исследования. — 2006. — № 44. — С. 381—400.
  • Засова Л. В., Шренкух Д., Мороз В. И. Инфракрасный эксперимент на АМС «Венера-15» и «Венера-16» Некоторые выводы о строении облаков, основанные на анализе спектров II // Космические исследования. — 1985. — № 23. — С. 221—235.
  • Шпенкух Д., Засова Л. В., Шефер К., Устинов Е. А., Делер В. И. Предварительные результаты восстановления температурных профилей // Космические исследования. — 1985. — № 23. — С. 206—220.

Ссылки

Шаблон:Link FA Шаблон:Link GA

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Атмосфера_Венеры&oldid=35514803