Атмосфера венеры температура и атмосферное давление

Атмосфера Венеры

На второй от Солнца планете Венера очень плотная атмосфера, атмосферное давление на поверхности выше земного в 90 раз. Состоит атмосфера в основном из углекислого газа и азота, другие газы присутствуют в незначительных количествах. Настолько плотная атмосфера из углекислого газа способствует парниковому эффекту, разогревая планету до средней температуры 462 градуса.

В венерианских облаках содержится серная кислота, выпадающая в виде осадков, но из-за высокой температуры испаряется не достигая поверхности. Возле верхней границы облаков дуют сильные ветры, достигающие скорости 360 километров в час, но с уменьшением высоты ветры ослабевают до скорости несколько метров в секунду. Над полюсами бушуют полярные вихри, имеющие двойной глаз бури и S-образные рисунки облаков.

Состав атмосферы Венеры

Углекислый газ — 96,5%

В незначительных количествах содержатся (ppm — части на миллион):

Сернистый газ — 150 ppm

Водяной пар — 20 ppm

Угарный газ — 17 ppm

Также в незначительных количествах присутствуют неон, хлороводород, фтороводород.

Самый плотный слой расположен на высотах до 65 км называется тропосферой. В тропопаузе, зоной между тропосферой и мезосферой, температура и атмосферное давление схожи с земными условиями, ученые рассматривают варианты размещения в будущем летательных аппаратов с научной аппаратурой. 90% атмосферы планеты находится на высотах ниже 28 км, выше атмосфера значительно менее плотная.

Мезосфера Венеры расположена между высотами 65 км и 120 км, условно разделена на два уровня: нижний до 73 км и верхний до 95 км. В первом уровне температура не меняется и составляет минус 43 градуса, здесь находится верхняя граница облаков, на верхнем уровне температура падает до минус 108 градусов. На высотах от 95 до 120 км расположена мезопауза, где дневные и ночные температуры сильно различаются.

Самым морозным местом на Венере является ночная сторона термосферы, где температура опускается до минус 173 градусов, эту зону называют еще криосферой, здесь может находится снег из углекислого газа. Практически совпадает с термосферой ионосфера Венеры, находящаяся на высотах от 120 км до 300 км. Ионосфера разделена на три уровня: от 120 до 130 км, от 140 до 160 км и от 200 до 250 км. На высотах до 375 км находится ионопауза. Значительные уровни ионизации атмосферы существуют на дневной стороне планеты, ночная сторона не ионизирована.

Зондом Venus Express был обнаружен на Венере озоновый слой, находящийся на высоте 70 км.

Ставьте лайки, подписывайтесь на канал, делитесь ссылками в социальных сетях, дальше будет интереснее.

Источник

Особенности атмосферы планеты Венера

Венера на ночном небе выглядит как самая яркая звезда. Планета окутана пеленой облаков такой плотности, что они отражают существенную часть солнечного света. Атмосфера Венеры, ее химический состав, характеристики являются объектом исследований, так как эта ближайшая к Земле планета по некоторым параметрам схожа с ней.

Состав атмосферы

Несмотря на то что Венера и по массе, и по габаритам несколько меньше нашей планеты, масса ее атмосферы в 93 раза больше массы земного воздуха.

Атмосфера Венеры состоит:

1. Преобладающим веществом, составляющим почти 96,5% атмосферы этой планеты, является углекислый газ.
2. Остальные 3,5% занимает азот.
3. В крайне маленьких долях прочие вещества:

• диоксид серы — 0,018%;
• аргон — 0,007%;
• водяной пар — 0,003%;
• угарный газ — 0,0017%;
• гелий — 0,0012%;
• неон — 0,0007%.
• фтороводород;
• хлороводород.

Структура атмосферы Венеры

Атмосфера Венеры обладает высокой плотностью. Такая особенность газового слоя, по мнению исследователей, объясняет тот факт, что Венера не подвергается ударам астероидов и метеоритов. Эти космические тела просто сгорают, не долетая до поверхности планеты.

Вся атмосфера разделена на слои, имеющие различную плотность.

Особенностью являются облака, состоящие из серной кислоты, которые образуют плотную оболочку, отражающую до 75% солнечных лучей.

В толще этих облаков происходят химические реакции, образуются кислотные дожди, испаряющиеся, не доходя до поверхности, периодически возникают молнии, которые фиксируются приборами земных обсерваторий и космических зондов.

Слои атмосферы на планете

Верхняя граница газовой оболочки планеты достигает высоты 350 км.

От твердой поверхности до верхней границы атмосферные слои располагаются в следующем порядке:

• тропосфера — до 65 км;
• мезосфера — от 65 до 120 км;
• термосфера — от 120 до 250 км;
• ионосфера — оболочка из электрически заряженных частиц, расположенная над основной частью атмосферы, высота 150-300 км (у Венеры толщина ее зависит от интенсивности рентгеновского и ультрафиолетового излучения солнца).

Зона океана

Так принято называть самый нижний участок тропосферы, имеющий высоту 5 км. В этом слое тропосферы двуокись углерода вследствие высокого атмосферного давления находится в промежуточном агрегатном состоянии (между газообразным и жидким).

Ученые называют такую субстанцию «сверхкритическим» флюидом. Движение воздуха у поверхности из-за большой вязкости характеризуется низкими скоростями — всего 1-3 м/сек.

Тропосфера Венеры

Это самая плотная часть атмосферы. Начинается этот слой у поверхности и распространяется до высоты 65 км. У поверхности давление достигает 93,3 бар, а температура 467°C.

В зоне 5-30 км от поверхности сконцентрировано более 90% массы всей атмосферы Венеры. Эта часть тропосферы выглядит как гомогенный сернокислотный туман.

Чем больше удаление от поверхности планеты, тем ниже значения температуры и давления.

В верхних отделах тропосферы эти параметры близки к средним значениям на Земле. Скорость ветра на этой высоте достигает 100 м/сек.

Тропопауза

Этим термином называют пограничную область, пролегающую между тропосферой и мезосферой. Она начинается несколько выше 50 км от поверхности.

Здесь проходит нижняя граница зоны, где условия относительно схожи с земными: температура около 20°C и давление около 1 бар.

Мезосфера

Начинается этот слой над облаками на высоте 65 км. Состоит мезосфера из находящихся в разреженном состоянии углекислого газа и водорода.

Термосфера

Зона термосферы занимает пространство от высоты 120 км над поверхностью планеты и до верхней границы атмосферы — 220-350 км. От мезосферы этот слой отделен мезопаузой, занимающей уровень 95-120 км.

На ночной стороне термосфера — это наиболее холодная область на Венере; здесь температурный показатель опускается до -173°C.

Ветер и атмосферная циркуляция

Скорость ветра на Венере возможно измерить лишь в тропопаузе (60-70 км от поверхности планеты). Эта граница совпадает с верхним слоем облаков.

Линейная скорость ветра на этой высоте — от 100 до 110 м/сек. Замер был сделан несколько ниже широты 50°. С увеличением широты скорость ветра снижается вплоть до полного исчезновения на полюсах.

В связи с особенностью скорости ветра возникло интересное явление, названное “супервращением атмосферы”. Оно заключается в том, что ветра, дующие у верхней границы облаков, облетают вокруг планеты быстрее, чем она сама оборачивается вокруг своей оси.

Супервращение атмосферы на Венере дифференцировано: в зоне экватора тропосфера вращается медленнее, чем такой же слой в средних широтах.

Магнитное поле Венеры

В отличие от большинства планет Солнечной системы, магнитного поля Венера не имеет.

Магнитосфера планеты индуцируется частицами солнечного ветра, прилетающего из космоса.

Парниковый эффект

Наличие выраженного парникового эффекта обусловлено высоким содержанием углекислого газа, наличием водяных паров и сернистого газа.

Слой облаков, состоящих из этой смеси, и делает Венеру наиболее горячей из всех планет Солнечной системы. Высокая плотность тропосферы обеспечивает постоянную температуру в любое время суток. Температура на дневной и ночной сторонах отличается незначительно.

Исследования атмосферы Венеры

За планетой наблюдают длительное время:

1. Первые наблюдения.
   В XVIII в. Михаил Ломоносов, наблюдая за движением Венеры на фоне солнечного диска, заметил и смог правильно истолковать оптический эффект в виде светлого ореола. По его мнению, это была рефракция солнечных лучей в атмосфере Венеры.
2. Начало исследований.
   С середины XX в. началось исследование Венеры. Мощные спектроскопы позволили определить Руперту Вильдту, что химический состав атмосферы резко отличается от земного, и что количество углекислого газа в ней свидетельствует о высокой температуре.
3. Радары и телескопы на Земле.
   Исследования проводились с помощью наземных радаров и телескопов в разных диапазонах волн. Это позволило заглянуть под облака и сфотографировать элементы рельефа планеты.
4. Выход в космос.
   С помощью космических зондов серий «Венера» и «Маринер» удалось изучить все слои атмосферы. Некоторые устройства достигли поверхности Венеры и передавали данные на Землю.

Источник

Особенности атмосферы планеты Венеры

Вторая по счету от Солнца планета земной группы – Венера – ближайшая соседка Земли, в середине XX века рассматривалась учеными как наиболее перспективный объект для колонизации. Но все преимущества: близость орбит; сходная сила тяготения, средний объем и масса (0,867 земной) перечеркивались значительными отличиями химического состава атмосферы Венеры; высокой температурой ее поверхности, атмосферным давлением в 92 раза превышающим земное. Несмотря на очевидную непригодность для земных обитателей, изучение условий существования планеты Венеры в настоящем, и климатических изменений, произошедших в прошлом – позволяет понять механизм развития таких явлений, как «смог» и пылевые концентрации. Успешные попытки анализа строения и состава атмосферы Венеры делаются с середины XX века. Спектрографические, радиологические исследования с Земли и изображения, полученные с борта зонда «Маринер-10» помогли установить химический и структурный состав Венеры. В 2015 году, японской космической экспедицией «Акацуки» были получены новые данные об атмосферных явлениях на Венере.

Состав атмосферы

В отличие от земной, на 78% состоящей из азота, атмосфера Венеры почти полностью состоит из углекислого газа (96,5%). Азота в ней всего лишь 3,5%, а доля остальных компонентов газовой оболочки планеты вместе взятых – составляет менее 0,1% от общего объема.

В миллионных долях (ppm) атмосфера Венеры содержит:

• Неона (Ne) – 17 (ppm);
• Сернистого газа (SO₂) – 150 (ppm);
• Аргона (Ar) – 70 (ppm);
• Водяного пара (H₂O) – 20 (ppm);
• Угарного газа (CO) – 17 (ppm);
• Гелия (He) – 12 (ppm);
• Хлороводорода (HCl) – 0,1–0,6 (ppm);
• Фтороводорода (HF) – 0,001–0,005 (ppm).

Облака Венеры, закрывающие ее поверхность от наблюдений в спектре видимого света, ядовиты – это испарившийся при температуре 462 0 C, диоксид серы (SO₂) и остатки водяных паров (H₂O) – почти серная кислота (H₂SO₄). Химический состав атмосферы Венеры отличается от состава земного воздуха полным отсутствием свободного кислорода и содержанием большого объема тяжелого изотопа водорода – дейтерия (0,025% от общего количества элемента). Предположительно, наличие тяжелого изотопа – признак того, что до развития тотального парникового эффекта, поверхность Венеры была покрыта жидкой водой, впоследствии испарившейся в космическое пространство.

Структура атмосферы

Основные особенности атмосферы Венеры – плотный облачный слой и непрекращающиеся ураганы, бушующие над всей ее поверхностью. В отличие от земного, «привязанного» к рельефу и суточному вращению планеты – весь воздушный океан Венеры быстро движется независимо от ее поверхности. Сутки на Венере составляют почти 243 земных дня. За это время атмосферные потоки успевают сделать вокруг нее 60 полных оборотов.

Предположительно, именно медленное вращение вокруг своей оси повлияло на форму геоида: у планеты отсутствует полярное сжатие, поэтому рассчитать ускорение свободного падения на Венере – гораздо легче, чем на Земле. Оно будет одинаковым (8,87 м/с) и для полюсов, и для экватора.

Плотные облака из серной кислоты отражают около 75% дневного света. Они образуются под действием солнечного света из углекислоты и сернистого газа. Сконденсировавшиеся на высоте 65 км капли начинают свободное падение, но не достигают раскаленной поверхности планеты, испаряясь еще в тропосфере, образуя Виргу – «дождь в облаках». Среди серных туч регистрируются крупные зоны электрической активности (молнии, геликоны).

Слои атмосферы на Венере

Масса «газовой шубы» Венеры в 93 раза больше массы земной атмосферы – 4,8х10 20 кг, а масса самой планеты – меньше (4,8675х10 24 ), всего 0,815 от земной. Вот почему на Венере высокое давление – на поверхности планеты оно в 92,1 раз сильнее нашего. Чтобы испытать подобное на Земле – придется погрузиться под воду на глубину больше 900 м.

Зона «океана»

Слой атмосферы высотой от 0 до 5 км. Углекислый газ (воздух Венеры) здесь находится в состоянии «сверхкритического флюида» – уже не газа, но еще не жидкости с плотностью 67 кг/м 3 , нагретого до +462 0 C. По мере удаления от горячего грунта, эти показатели падают.

Тропосфера Венеры

В зоне от 5 до 30 км над поверхностью планеты сосредоточена практически вся масса ее газовой оболочки – более 90%. Здесь формируется однородный сернокислотный туман, а температура постепенно опускается до 200 0 C. От 28 км и выше – в воздушных массах начинают формироваться плотные сернокислые облака, доходящие на дневной стороне до высоты 65 км, а на ночной – местами свыше 90 км. Давление превышает земной показатель всего в 14 раз.

Тропопауза

Верхний «край» тропосферы. Начинается на высоте 50 км над поверхностью, где давление воздуха практически равно земному (1,066 от давления на уровне моря), а температура составляет всего +77 0 C. На расстоянии в 54 км над грунтом находится наиболее «комфортная» зона с температурой от 0 0 C до +20 0 C. Дальше плотность атмосферы и температура стремительно падают.

Мезосфера

Простирается от верхней границы облачного покрова – 65 км до 95 км. Здесь даже на солнечной стороне максимальная температура составляет –108 0 C. Зона очень разреженного углекислого газа и водорода. Облачный слой на ночной стороне здесь переходит в туман и простирается до 90 км.

Термосфера

Включает три слоя: первый – 120–130 км; второй – 140–160 км; третий – 200–250 км. Разреженное вещество в этих зонах на дневной стороне значительно ионизируется, вызывая видимые в оптическом диапазоне вспышки и «полярные сияния». Часто ошибочно именуется «ионосферой».

Дальняя граница верхней ионосферы (320–375 км) имеет плотность 3х10 11 м 3 . На «окраине» атмосферы Венеры встречаются ионы атомарного кислорода O 2+ и O + .

Ветер и атмосферная циркуляция

Атмосферная циркуляция на Венере происходит в двух направлениях – меридиональном (от экватора к полюсам) и зональном (от нагретой дневной стороны планеты – к ночной).

Тропосферная циркуляция воздуха Венеры идет в направлении противоположном вращению планеты. В метре от грунта скорость перемещения густой пылегазовой массы составляет всего 0,3–1,0 м/с. С каждым километром вверх, она растет на 3 м/с. По мере отдаления от поверхности, скорость ветра линейно возрастает до отметки 50–53 км, а дальше – начинает постепенно убывать вместе с плотностью воздуха. В верхней зоне тропосферы (60–65 км) ветра дуют со скоростью около 100 м/с.

Движение воздушных масс (так называемое Супервращение) на средних широтах в районе 50 параллели идет быстрее, чем на экваторе. К полюсам интенсивность движения снова убывает: потоки образуют S-образные «полярные вихри», соединяющие парные гигантские «глаза» циклонов. Эти облачные массы не меняют положение. Размером они в 4 раза больше земных «собратьев». Вокруг полюсов, на широте 60–70 параллели, образуются кольцевые холодные антициклоны – полярные «воротники», препятствующие проникновению к полюсам нагревшихся в экваториальной зоне масс воздуха. Перепад облаков в «воротниковой» зоне составляет 5 км (выше по сравнению с остальными широтами). По краям «воротников» скорость ветра достигает 140 м/с.

Магнитное поле Венеры

Почему Венера не имеет собственного магнитного поля как у большинства планет нашей системы – точно неизвестно. Существует гипотеза о том, что около 4 млрд лет назад произошло столкновение планеты с крупным небесным телом (возможно Меркурием), из-за чего она изменила траекторию движения и замедлила вращение. Магнитосфера Венеры индуцирована частицами солнечного ветра, вторгающимися в ее экзосферу. На высоте 250 км магнитное поле приобретает локальное усиление – «магнитный барьер», преодолеть который большей части солнечной плазмы не под силу. Барьер имеет напряжение около 40 нТл.

Форма магнитосферы по своей ориентации напоминает «хвост кометы»: минимальная ее толщина (около 1900 км) регистрируется с подсолнечной стороны, а максимальная – вытянутый эллипс (хвост) с противоположной (ночной) стороны планеты. В «хвосте» происходит высокая электрическая активность, из-за которой ионосфера постоянно теряет часть своей массы. Ионы гелия, водорода и кислорода (из водяного пара) получая энергию около 1000 эВ, отрываются и улетают в космическое пространство. Энергия электронов в «хвосте» составляет более 100 эВ.

Парниковый эффект

Венера – самая горячая планета солнечной системы. Находясь в два раза дальше и получая в четыре раза меньше солнечного света, чем Меркурий, она имеет постоянно высокую температуру, примерно одинаковую для «дневной» и «ночной» стороны планеты. Парниковый эффект на Венере обусловлен высокой плотностью газов тропосферы, повышенным содержанием углекислого газа и сплошным покровом плотных желтых облаков. В составе облаков обнаружены частицы хлорного железа, придающего им характерную окраску.

Исследования атмосферы Венеры

Михаил Ломоносов, проводя оптическое наблюдение с помощью телескопа в момент прохождения Венеры по диску Солнца, отметил наличие свечения вокруг небесного тела и счел этот эффект преломлением солнечных лучей, проходящих через верхние слои ее атмосферы.

Окончательно решить вопрос, существует ли на Венере атмосфера и из какого газа она состоит – помогло исследование планеты с помощью мощных спектроскопов. В 1940 г., американский астроном Руперт Вильдт произвел расчет содержания CO 2 в газовой оболочке планеты и указал ее оценочную температуру – выше 100 0 С.

Наиболее информативными стали исследования атмосферы и поверхности Венеры, проведенные с помощью космических аппаратов. С 1962 г ее орбиту посетили 17 автономных космических станций, 8 из которых выполнили успешную посадку.

Источник