Վեներայի մթնոլորտ

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից
Վեներայի մթնոլորտ
Venuspioneeruv.jpg

Վեներայի մթնոլորտի ամպերը։ Նրանց V–անման ձևը պայմանավորված է հասարակածային ուժեղ քամիներով։ «Պիոներ–Վեներա–1» զոնդի լուսանկարը ուլտրամանուշակագույն ճառագայթոներում, 1979

Ընդհանուր տեղեկություն[1]
Բարձրություն 250 կմ
Մակերեևույթի միջին ճնշումը 93 բար (9,3 ՄՊա)
Զանգված 4,8 ×1020կգ
բաղադրություն[1][2]
Ածխաթթու գազ CO2 96,5 %
Ազոտ N2 3,5 %
Ծծմբական գազ SO2 150 ppm
արգոն Ar 70 ppm
Ջրային գոլորշի H2O 20 ppm
Շմոլ գազ CO 17 ppm
հելիում He 12 ppm
Նեոն Ne 7 ppm
Քլորաջրածին HCl 0,1—0,6 ppm
Ֆտորաջրածին HF 0,001—0,005 ppm

Վեներայի մթնոլորտ՝ Վեներան շրջապատող գազային թաղանթ: Բաղկացած է հիմնականում ածխաթթու գազից և ազոտից, այլ միացությունները առկա են հետևյալ հաջորդականությամբ[3][1]: Պարունակում է ծծմբաթթվի ամպեր, որոնք անհնար են դարձնում տեսանելի լույսով մակերևույթին դիտումները, այն թափանցիկ է միայն ռադիոալիքային և միկրոալիքային ճառագայթման դիապազոնում, ինչպես նաև ենթակարմիր ճառագայթմանը մոտ որոշ միջակայքերում[4]: Վենարայի մթնոլորտը Երկրի մթնոլորտից ավելի տաք ու խիտ է՝ նրա ջերմաստիճանը մակերևույթի միջին շրջանում կազմում է մոտ 740 К (467 °С) է, իսկ ճնշումը՝ 93 բար է[1]:

Վեներայի մթնոլորտը գտնվում է ուժեղ պտտման և ցիրկուլյացիայի վիճակում[5]: Այն մի լրիվ շրջան է կատարում չորս երկրային օրվա ընթացքում, որը մի քանի անգամ փոքր է մոլորակի պտտման պարբերությունից (243 օր)[6]: Ամպերի վերին սահմանի վրա քամիների արագությունը հասնում է մոտ 100 մ/վ (~360 կմ/ժ)[1][5], որը հասարակածի վրայի կետերի պտտման արագությունը մեծացնում է մոտ 60 անգամ: Համեմատության համար, Երկրի վրա ամենաուժեղ քամիները ունեն հասարակածի կետերի պտտման արագության 10 %-ից 20 %-ը[7]: Բայց քամու արագությունը բարձրության հետ փոքրանում է, և մակերևույթի վրա հասնում է վայրկյանում մի մետրի[1]: Բևեռների վրա գոյություն ունեն այսպես կոչված բևեռային փոթորիկներ անտիցիկլոնային կառուցվածքները: Յուրաքանչյուր փոթորիկ ունի երկակի աչք և բնութագրական S-նման ամպերի նկար[8]: Ի տարբերություն Երկրի, Վեներան չունի մագնիսական դաշտ և նրա իոնոսֆերան անջատում է մթնոլորտը տիեզերական տարածությունից և արևային քամիներից: Իոնացված շերտը անթափանց է արևային մագնիսական դաշտի համար, տալով Վեներային յուրահատուկ մագնիսական շրջան: Այն դիտարկվում է ինչպես Վեներայի ինդուկտված մագնիտոսֆերա: Թեթև գազերը, այդ թվում ջրային գոլորշին, մշտապես փքվում են արևային քամու ազդեցությամբ մագնիտոսֆերայի ինդուկտված պոչի միջով[5]: Ենթադրվում է, որ մոտավորապես չորս միլիարդ տարի առաջ Վեներայի մթնոլորտը նման է եղել Երկրի մթնոլորտին, իսկ մակերևույթի վրա եղել է հեղուկ ջուր: Անհերքելի ջերմոցային էֆեկտը, հնարավոր է, առաջ է եկել մակերևույթի ջրի գոլորշիացման և այլ ջերմոցային գազերի մակարդակի հետագա բարձրացման հետևանքով[9][10]:

Չնայած մոլորակի մակերևույթի էքստրեմալ պայմաններին, 50-65 կմ բարձրության վրա մթնոլորտային ճնշումը և ջերմաստիճանը պրակտիկորեն այնպիսին են, ինչպիսին Երկրի մակերևույթի վրա: Դա Արեգակնային համակարգում Վեներայի մթնոլորտի վերին շերտերը դարձնում է համեմատաբար երկրայինին նման (ընդ որում ավելի քան Մարսի վրա): Ճնշամն և ջերմաստիճանի նմանությունից, ինչպես նաև այն փաստից, որ Վենարայի վրա շնչելու համար օդը (21 % թթվածին և 78 % ազոտ է) հանդիսանում է բարձրացող գազ, (Երկրի վրա դա հելիումն է), մթնոլորտի վերին շերտերը գիտնականների կողմից առաջադրվեցին գաղութացման և ուսումնասիրման հարմար վայրեր[11]:

Կառուցվածք և բաղադրություն[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Բաղադրություն[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Վեներայի մթնոլորտի բաղադրությունը: Աջից՝ բոլոր կոմպոնենտները, բացի ածխաթթու գազից և ազոտից ( միասին չեն կազմում նույնիսկ մեկ տասնորդական տոկոսը):

Վեներայի մթնոլորտը բաղկացած է ածխաթթու գազից, որոշ քանակությամբ ազոտից և ավելի քիչ այլ նյութերից: Չնայած այնտեղ ազոտի տոկոսային բաղադրությունը շատ ավելի քիչ է, քան Երկրի մթնոլորտում է (3,5 % ընդդեմ 78 %-ի), նրա ընդհանուր զանգվածը համարա քառակի անգամ մեծ է: Դա Վեներայի մթնոլորտի Երկրի մթնոլորտից խիտ լինելու պատճառով է[1][12]:

Վեներայի մթնոլորտում կան նաև այլ կոմպոնենտներ, բայց քիչ քանակությամբ: Դա ծծմբի դիօքսիդն է (SO2), ջրային գոլորշին (H2O), շմոլ գազը (CO), իներտ գազերը, քլորաջրածինը (HCl) և ֆտորաջրածինը (HF)[3][2][5]: Վեներայի մթնոլորտում ջրածնի քանակությունը քիչ է: Հավանաբար, տիեզերքում մեծ քանակությամբ ջրածին է տարածվել[13], իսկ մնացած մասը կապված է հիմնականում ծծմբական թթվի և ծծմբաջրածնի բաղադրության մեջ: Մոլորակի կողմից մեծ քանակությամբ ջրածնի կորուստը վկայում է նաև մնացած ջրածնի դեյտերիումի բաղադրության մեջ պարունակությամբ (այն, ինչպես ծանր իզոտոպ, դանդաղորեն է կորչում)[5]: Դեյտերիումի բաժինը կազմում է 0,015—0,025, որը 100—150 անգամ փոքր է, քան երկրային արժեքը՝ 0,00016[2][14]: Վեներայի մթնոլորտի վերին շերտերում այդ հարաբերությունը 1,5—2 անգամ բարձր է, քան ամբողջ մթմոլորտում[2][3]:

Տրոպոսֆերա[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ընդհանուր բնութագրություն[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Արեգակի սկավառակով Վեներայի անցումը: Նկարը, արված է 1761 թվականին Միխայիլ Լոմոնոսովի կողմից, Վեներայի մթնոլորտի հայտնագործման աշխատանքում

Վեներայի մթնոլորտը բաժանված է մի քանի շերտերի: Ավելի խիտ մաս է տրոպոսֆերան, որը սկսվում է մոլորակի մակերևույթից և տարածվում է մինչև 65 կմ: Շիկացած մակերևույթին քամիները թույլ են[1], սակայն տրոպոսֆերայի վերին մասում ջերմաստիճանը և ճնշումը ընկնում են երկրային չափի, իսկ քամու արագությունը ավելանում է մինչ 100 մ/վ-ի[5][15]: Վեներայի մակերևույթին մթնոլորտային ճնշումը 92 անգամ բարձ է, քան Երկրի մակերևույթին, և հավասար է մոտ 910 մետր խորությամբ ջրի տակ ճնշմանը: Դրա պատճառով ածխաթթու գազը այլևս գազային վիճակում չի գտնվում, այլ գերկրիտիկական ֆլյուիդի վիճակում է: Այսպիսով, տրոպոսֆերայի ներքին 5 կմ-ը իրենցից ներկայացնում են հատուկ կիսահեղուկ-կիսագազային օվկիանոս: Վեներայի մթնոլորտի զանգվածը 4,8 ×1020 կգ է, որը 93 անգամ գերազանցում է Երկրի մթնոլորտի զանգվածը[1], իսկ օդի խտությունը կազմում է 67 կգ/մ3, այսինքն Երկրի հեղուկ ջրի խտության 6,5 %-ը[1]: CO2-ի մեծ քանակությունը մթնոլորտում ջրային գոլորշիների, ծծմբային գազի և ամպերի բաղադրիչների հետ ստեղծում է ջերմոցային էֆեկտը: Այն Վեներային դարձնում է Արեգակնային համակարգի ամենատաք մոլորակը, չնայած այն տեղաբաշխված է երկու անգամ ավելիի հեռու Արեգակից և միավոր մակերեսի վրա ստանում է չորս անգամ ավելի քիչ էներգիա քան Մերկուրին: Միջին ջերմաստիճանը մակերևույթի վրա 740 К[3] (467 °С): Դա կապարի հալման ջերմաստիճանից ( 327 °C), անագի հալման ջերմաստիճանից ( 232 °C) և ցինկի հալման ջերմաստիճանից ( 420 °C) ավելի բարձր է: Խիտ տրոպոսֆերայի պատճառով ցերեկային և գիշերային ջերմաստիճանների տարբերությունը աննշան է, չնայած Վեներայի վրա օրը 116,8 անգամ ավելի երկար է քան Երկրի վրա[1]:

Մթնոլորտ
Venusatmosphere-ru.svg
Բարձրություն
(կմ)
Ջերմաստիճան
(°C)
Մթնոլորտային
ճնշում
(× Երկրի)[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

Վեներայի տրոպոսֆերան պարունակում է մոլորակի մթնոլորտի զանգվածի 99 %-ը: Վեներայի մթնոլորտի 90 %-ը գտնվում է մակերևույթից 28 կմ-ի սահմաններում: Մթնոլորտային ճնշումը 50 կմ բարձրության վրա մոտավորապես հավասար է Երկրի մթնոլորտային ճնշմանը[17]: Վեներայի ցերեկային կողմում ամպերը հասնում են մոտավորապես 65 կմ բարձրության, իսկ գիշերային կողմում՝ 90 և ավել կմ-ի[18]: Տրոպոպաուզան տրոպոսֆերայի և մեզոսֆերայի միջև սահմանն է, տեղաբաշխված 50 կմ[15]-ից մի փոքր բարձր: Այդ բարձրության վրա, պայմանները համեմատաբար նման են երկրային պայմաններին: Խորհրդային «Վեներա-4»-ից մինչ «Վեներա-14» և ամերիկական «Պիոներ-Վեներա-2» զոնդերի չափումների համաձայն, 52,5-ից 54 կմ շրջանը ունի 293 К (20 °C) և 310 K (37 °C) ջերմաստիճանների միջև ընկած արժեքներ, իսկ 49,5 կմ բարձրության վրա ճնշումը այնպիսին է ինչպիսին Երկրի վրա է ծովի մակարդակին[15][19]: Դա հետազոտական գաղութների կամ տիեզերանավերի ամենաօպտիմալ շրջանն է, որտեղ ջերմաստիճանը և ճնշումը մոտ են երկրայինին[11][16]:

Ուլտրամանուշակագուն ճառագայթներով լուսանկար, արված «Մարիներ-10» տիեզերական ապարատի կողմից (1974): Հասարակածը անցնում է վերևից ներքև, իսկ նրա լայնքով՝ V-նման անհամասեռություն է:

Ցիրկուլյացիա[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Վեներայի տրոպոսֆերայում շրջանառությունը համապատասխանում է այսպես կոչված ցիկլոստոֆիկական մոտավորությանը[5]: Այդ թվում օդային հոսքեերի արագությունը որոշվում է համարյա ճշգրիտ օդային տեղային հոսքի բարիական գրադիենտի և կենտրոնախույս ուժի բալանսով: համեմատության համար, երկրային մթնոլորտում ցիրկուլյացիան որոշվում է գեոստրոֆիկական բալանսով[5]: Վեներայի վրա քամիների արագությունը չափված է միայն տրոպոսֆերայի վերին շերտերում 60-ից 70 կմ-ի միջակայքում, որը համապատասխանում է ամպերի վերին շերերտին[20]: Ամպերի շարժը, որպես օրենք, դիտվում է սպեկտրի ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման տիրույթում, որտեղ կոնտրաստը ամպերի միջև ամենաբարձրն է[20]: ՏՄԿ «Մարիներ-10»-ի ուլտրամանուշակագույն դիապազոնի նկարներում հայտնաբերվել են մթնոլորտի երեք V-աձև անհամասեռություններ, որոնք հավասարապես են տեղաբաշխված հասարակածի նկատմամաբ[21]: Քամիների գծային արագությունը 50°ից լայնությունից ցածր բարձրության վրա կազմում է մոտ 100 ± 10 մ/վ, և նրանք հանդիսանում են հետադիմական (ինչպես և մոլորակի պտտման ուղղությունը)[20]: Լայնության մեծացմանը զուգընթաց քամիները արագ թուլանում են, և բևեռներում իսպառ վերանում: Այնպիսի ուժեղ քամիները, ամպերի վերին սահմանում, շրջան են գծում մոլորակի շուրջ ավելի արագ, քան ինքը մոլորակն է պտտվում (մոլորակի գերպտույտ)[5][16]: Վեներայի վրա գերպտույտը հանդիսանում է դիֆերենցիալային, այսինքն հասարակածային մթնոլորտը պտտվում է դանդաղ, քան միջին լայնություններինը[20]: Քամիները ունեն նաև ուժեղ հորիզոնական գրադիենտ՝ նրանց արագությունը ցածրացմանը զուգընթաց փոքրանում է կմ-ի վրա 3 մ/վ-ով[5]: Վեներայի շրջակայքի քամիները անչափ ավելի դանդաղ են, քան, Երկրի մակերևույթի վրա, և ունեն ընդամենը ժամում մի քանի կմ արագություն (որպես օրենք, 2 մ/վ-ից փոքր, միջինը 0,3-ից 1,0 մ/վ): Սակայն մակերեևույթի վրա մթնոլորտի մեծ խտության պատճառով, այդքան էլ բավարար է փոշու և մանր քարերի տեղաշարժման համար, համանման ջրի դանդաղ հոսքի[1][22]: Ենթադրվում է, որ Վեներայի բոլոր քամիները, վերջին հաշվով, պայմանավորված են կոնվեկցիայով[5]: Տաք օդը բարձրանում է վերև հասարակածային գոտում, որտեղ դիտվում է Արեգակի կողմից ավելի ուժեղ տաքացում, և ուղղվում է դեպի բևեռները: Այդպիսի երևույթը կոչվում է Հադլիի բջիջ[5]: Սակայն օդի (հյուսիս- հարավ) շարժումը ավելի դանդաղ է, քան տեղային քամիներինը: Հադլիի բջջի սահմանը Վեներայի վրա գտնվում է մոտավորապես ± 60° լայնության վրա[5]: Այստեղ օդը սկսում է ներքև իջնել և շարժվել դեպի հասարակած: Օդի շարժման այսպիսի հիպոթեզը կապվում է շմոլ գազի տարածման հետ, որը նույնպես կենտրոնացված է նույն լայնության վրա[5]: 60—70°-ի լայնությունների դիապազոնում գոյություն ունեն սառը բևեռային օձիքներ[5][8]: Նրանք բնութագրվում են 30—40 К-ից ցածր ջերմաստիճանով,ի տարբերություն հարևան լայնությունների տրոպոսֆերայի շերտերի[8]: Հավանաբար, առավել ցածր ջերմաստիճանը պայմանավորված է նրանցում օդի բարձրացման և ադիաբատ պրոցեսով սառեցման հետ[8]: Այդպիսի մեկնաբանությունը հաստատվում է այդ շրջանում ավելի խիտ և ավելի բարձր ամպերով: Ամպերը գտնվում են 70—72 կմ բարձրության վրա, որը 5 կմ-ով բարձր է, քան բևեռներում և ցածր լայնություններում[5]: Սառը օձիքների և միջին լայնությունների արագահոս հոսքերի միջև, որոնցում քամու արագությունը հասնում է 140 մ/վ-ի, կարող է կապ գոյություն ունենալ: Այդպիսի հոսքերը հանդիսանում են Հադլիի ցիրկուլյացիայի հետևանքներ և պետք է Վեներայի վրա գոյություն ունենան 55—60° լայնությունների միջև[20]: Սառը բևեռային օձիքներում գտնվում են ոչ ռեգուլյար կառուցվածքներ, հայտնի ինչպես բևեռային մրրիկներ[5]: Դրանք հսկայական տրոպիկական ցիկլոններ են, երկրային փոթորիկներին համանման, բայց չորս անգամ ավելի արագ: Յուրաքանչյուր մրրիկ ունի երկու փոթորկի աչք՝ պտտման կենտրոններ, որոնք կապված են ամպերի պարզորոշ S-աձև կառուցվածքով: Այդպիսի կառուցվածքները երկու աչքերով, նույնպես կոչվում են բևեռային երկդաշտեր[8]: Փոթորիկները պտտվում են մոտավորապես երեք օր պարբերությունով մթնոլորտի ընդհանուր գերպտույտի շարժման ուղղությամբ[8]: Նրանց արտաքին սահմանի մոտակայքում քամու գծային արագությունը հասնում է 35—50 մ/վ-ի և կենտրունում իջնում է մինչև զրո[8]: Բևեռային փոթորիկների վերին ամպերում ջերմաստիճանը բարձր է, քան մինչբևեռային օձիքներում է, և հասնում է 250 К-ի (−23 °С)[8]: Բևեռային փոթորիկների համընդհանուր բացատրությունը կայանում է նրանում, որ նրանք հանդիսանում են կենտրոնում դաունվելինգով և սառը բևեռային օձիքներում ապվելինգով անտիցիկլոններ[5]: Ցիրկուլյացիայի այս տիպը հիշեցնում է, հատկապես Անտարկտիդայի վրայի, երկրային բևեռային անտիցիկլոնները: Դիտումները ցույց են տալիս, որ բևեռների մոտի անտիցիկլոնային ցիրկուլյացիաները, կարող են թափանցել 50 կմ բարձրության վրա, այսինքն մինչ ամպերի հիմքը[8]: Բևեռային վերին տրոպոսֆերան և մեզոսֆերան չափազանց դինամիկ են, ավելի պայծառ ամպերը կարող են երևալ և անհետանալ մի քանի ժամվա ընթացքում: Այդպիսի դեպք է, օրինակ, «Վեներա-էքսպրես» զոնդի վրա, 2007 թվականի հունվարի 9-ից 13-ի ընթացքում դիտվողը, երբ բևեռային հարավային շրջանը 30 %-ով պայծառ էր դարձել[20]: Այդ իրադարձությունները, առաջացել էին մեզոսֆերայի մեջ ծծմբի օքսիդի արտանետման պատճառով, որը հետագայում խտանալով, առաջացրել էր պայծառ ծուխ[20]:

Ինֆրակարմիր միջակայքին մոտ (2,3 մկմ) շրջանում Վեներայի մթնոլորտի պատկերը, ստացված Գալիլեոյի կողմից:

Վեներայի վրայի առաջին մրրիկը հայտնաբերվել է հյուսիսային բևեռում 1978 թվականին «Պիոներ-Վեներա-1» ապարատի կողմից[23]: Համանման մրրիկ երկու աչքով հարավային բևեռում հայտնաբերվել է «Վեներա-էքսպրես» զոնդի միջոցով 2006 թվականին[8][24]:

Վերին մթնոլորտ և իոնոսֆերա[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Վեներայի մեզոսֆերան գտնվում է 65-ից 120 կմ բարձրության վրա: Դրանից հետո սկսվում է թերմոսֆերան, որը հասնում է մթնոլորտի վերին սահմանին՝ 220—350 կմ բարձրության վրա էկզոսֆերային[15]:

Վեներայի մեզոսֆերան կարող է բաժանված է երկու մասի՝ ներքին (62—73 կմ) և վերին 73—95 կմ[15]: Առաջին շերտում ջերմաստիճանը միշտ հաստատուն է և կազմում է 230 К (−43 °С): Այս մակարդակը համընկնում է ամպերի վերին սահմանի հետ: Երկրորդ մակարդակում ջերմաստիճանը սկսում է իջնել 95 կմ բարձրության վրա մինչև 165 К-ի (−108 °C): Դա ամենասռը տեղն է Վեներայի մթնոլորտի ցերեկային մասում[2]: Դրանիից հետո սկսվում է մեզոպաուզան[15], որը մեզոսֆերայի և թերմոսֆերայի միջև սահաման է հանդիսանում և գտնվում է 95-ից 120 կմ-ի վրա: Ցերեկային կողմում ջերմաստիճանը բարձրանում է մինչև 300—400 К (27—127 °C) արժեքների, որոնք գերակշռում են թերմոսֆերայում[2]: Ի հակադրումն սրան, թերմոսֆերայի գիշերային կողմը հանդիսանում է Վեներայի ամենասառը տեղը՝ նրա ջեմաստիճանը 100 К (−173 °C) է: Այդ պատճառով երբեմն նրան անվանում են կրիոսֆերա[2]: 2015 թվականին «Վեներա-էքսպրես» զոնդի օգնությամբ գիտնականները 90-ից 100 կմ բարձրության վրա ֆիքսել են ջերմային անոամլիան, երբ ջերմաստիճանի ցուցմունքների միջին արժեքները այնտեղ բարձր չեն 20-40 աստիճանից և հավասարվում են Կելվինի 220—224 աստիճանին:[25] Վեներայի վերին մեզոսֆերայի և թերմոսֆերայի ցիրկուլյացիան էականորեն տարբերվում է մթնոլորտի ներքին շերտերի ցիրկուլյացիայից[2]: 90—150 կմ բարձրության վրա Վեներայի օդը տեղաշարժվում է մոլորակի ցերեկային կողմից դեպի գիշերայինը, լուսավորված կիսագնդի ապվելինգով և գիշերային կողմի դաունվելինգով: Դաունվելինգը գիշերային կիսագնդի վրա առաջ է բերում օդի ադիաբատ տաքացում, որը ստեղծում է այդ շերտերում տաք շերտերից[2] մոտավորապես 230 К (−43 °С) ջերմաստիճանով, որը էականորեն ավելի բարձր է քան թերմոսֆերայի գիշերային կողմին գրանցված ջերմաստիճանը՝ 100 К (−173 °C)[2]: Ցերեկային կողմի օդը նույնպես տանում է թթվածնի ատոմները, որոնք վերամիավորումից հետո կազմում են երկարակյաց սինգլետային վիճակով գրգռված մոլեկուլներ (1Δg), որոնք հետագայում վերադառնում են նախկին վիճակին և ճառագայթում են ինֆրակարմիր տիրույթում 1,27 մկմ երկարությամբ ալիքներ: Այդ ճառագայթումը 90—100 կմ բարձրության վրա տեսանելի է Երկրից և տիեզերական կայաններից[26]: Մեզոսֆերայի և թերմոսֆերայի գիշերային կողմը հանդիսանում է СО2 և NO մոլեկուլների ինֆրակարմիր էմիսիայի աղբյուր, որը չի համապատասխանում լոկալ թերմոդինամիկ հավասարակշռությանը և պատասխան է տալիս թերմոսֆերայի ցածր ջերմաստիճանիի համար[26]:

«Վեներա-էքսպրես» զոնդը, օգտագործելով աստղի խավարումը, ցույց տվեց, որ գիշերային կողմի մթնոլորտային ծուխը տարածվում է ավելի վեր, քան ցերեկային կողմում: Ցերեկային կողմի վրա ամպային շերտը ունի 20 կմ հաստություն և տարածվում է մինչև 65 կմ-ի, այն ժամանակ երբ գիշերային կողմում ամպային շերտը խիտ մառախուղի տեսքով հասնում է 90  կմ բարձրության և թափանցում է մեզոսֆերայի մեջ նույնիսկ ավելի վեր (105 կմ), արդեն թափանցիկ ծխի տեսքով[18]: Վեներան ունի ձգված և համարյա միշտ թերմոսֆերայի հետ համընկնող իոնոսֆերա, 120—300 կմ բարձրության վրա[15]: Իոնիզացիայի բարձր ցուցանիշները պահպանվում են մոլորակի ցերեկային կողմում: Գիշերային կողմում էլեկտրոնների կոնցենտրացիան պրակտիկորեն հավասար է զրոյի[15]: Վեներայի իոնոսֆերան կազմված է երեք շերտից՝ 120—130 կմ, 140—160 կմ և 200—250 կմ[15]: Այնպես և կարող է լինել հավելյալ շերտ 180 կմ-ի շրջանում: Էլեկտրոնների մաքսիմալ խտությունը (միավոր ծավալում էլեկտրոնների թիվը) 3×1011 մ−3-ի հասնում է երկրորդ շերտում[15]: Իոնոսֆերայի վերին սահմանը՝ իոնոպաուզան տեղաբաշխված է 220—375 կմ բարձրության վրա[27][28]: Առաջին և երկրորդ շերտում հիմնական իոնները, դրանք O2+-ի իոններն են, այն ժամանակ երբ երրորդ շերտը կազմված է O+-ի իոններից[15]: Դիտումների համաձայն, իոնոսֆերային պլազման գտնվում է շարժման մեջ, իսկ արևային լուսաիոնիզացիան ցերեկային կողմում և իոնների վերամիավորումը գիշերային վրա, հանդիսանում են հիմնականում, պլազմայի դիտվող արագությունների արագացմանը նպաստող պրոցեսներ[29]:

Մակածված մագնիտոսֆերա[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Վեներայի փոխազդեցությունը արեգակնային քամու հետ: Ցույց են տված մակածված մագնիտոսֆերայի կոմպոնենտները:

Վեներան մագնիսական դաշտ չունի[27][28]: Նրա բացակայության պատճառը հայտնի չէ, հավանաբար, այն կապված է մոլորակի դանդաղ պտույտի հետ կամ մոլորակային մանտիայում կոնվեկցիայի բացակայության հետ: Վեներան ունի միայն արեգակնային քամու իոնացված մասնիկներից կազմված մակածված մագնիտոսֆերա[27]: Այդ պրոցեսը կարելի է պատկերացնել ուժային գծերի տեսքով, որոնք շրջանցում են արգելքը, տվյալ դեպքում Վեներան: Մակածված մագնիտոսֆերան ունի հարվածային ալիք, մագնիսական շերտ, մագնիտոպաուզա և հոսանքային շերտով պոչ[27][28]: Արևահայաց կետում հարվածային ալիքը գտնվում է 1900 կմ բարձրության վրա (0,3Rv, որտեղ Rv-ը Վեներայի շառավիղն է): Այդ հեռավորությունը չափվել է 2007 թվականին Արեգակի ակտիվության մինիմումի ժամանակ[28]: Նրա մաքսիմումիամանակ այդ բարձրությունը կարող է մի քանի անգամ փոքր լինել[27]: Մագնիտոպաուզան տեղաբաշխված է 300 կմ-ի վրա[28]: Իոնոսֆերայի վերին սահմանը գտնվում է 250 կմ-ի մոտ: Մագնիտոպաուզայի և իոնոպաուզայի մեջ գոյություն ունի մագնիսական արգելք՝ մագնիսական դաշտի լոկալ ուժեղացում, որը թույլ չի տալիս արեգակնային պլազմային խորը թափանցել Վեներայի մթնոլորտի մեջ, համենայն դեպս, արեգակնայի ակտիվության մինիմումի ժամանակ: Մագնիսական դաշտի արգելքի արժեքը հասնում է 40 նՏլ[28]: Մագնիտոսֆերայի պոչը ձգվում է մոլորակի շառավղի տասնյակ չափերի: Դա Վեներայի մագնիտոսֆերի առավել ակտիվ մասն է, այստեղ մագնիսական ուժային գծերի վերամիավորում և մասնիկների արագացում է տեղի ունենում: Էլեկտրոնների և իոնների էներգիան մագնիտոսֆերայի պոչում կազմում է մոտավորապես 100 էՎ և 1000 էՎ համապատասխանաբար[30]:

Վեներայի սեփական մագնիսական դաշտի բացակայությամբ պայմանավորված արեգակնային քամիները թափանցում են խորը էկզոսֆերայի մեջ, որը տանում է մթնոլորտի կորուստի[31]: Կորուստները տեղի են ունենում հիմնականում մագնիտոսֆերայի պոչի միջով: Ներկա պահին իոնների հիմնական տիպերը, որոնք հեռանում են մթնոլորտից, հանդիսանում են O+-ը, H+-ը և He+-ը: Ջրածնի և թթվածնի իոնների հարաբերությունը կազմում է 2 (այսինքն կա համարյա ստեխոմետրիկային), այսինքն ջրի անդադար պակաս[30]:

Ամպեր[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Վեներայի ամպերը բավականաչափ խիտ են և կազմված են ծծմբական գազից ու ծծմբական թթվի կաթիլներից[32]: Նրանք անդրադարձնում են ընկած արեգակնային ճառագայթման մոտ 75 %-ը[33] և թաքցնում է մոլորակի մակերևույթը, խոչընդոտելով նրա ուսումնասիրմանը[1]: Շնորհիվ ամպերի մեծ անդրադարձման ունակությանը արեգակնայի մարտկոցով զոնդը կարող օգտագործել նաև նրանցից անդրադարձած լույսը, և այդ ձևով, ստանալ բոլոր կողմերից լուսավորություն: Դա կարող է էականորեն հեշտացնել արևային մարտկոցների օգտագործումն ու նախագծումը[34]: Ամպային ծածկույթի հաստությունը այնպիսին է, որ մակերևույթին հասնում է միայն արեգակնային լույսի մի մասը, և այն ժամանակ, երբ Արեգակը զենիթում է, լուսավորության մակարդակը կազմում է ընդամենը1000—3000 լյուքս[35]: Համեմատության համար, Երկրի վրա ամպամած օրը լուսավորությունը 1000 լյուքս է, իսկ պարզ և արևոտ օրը ստվերում՝ 10—25 հազար լյուքս[36]: Դրա համար Վեներայի մակերևույթին արեգակնային էներգիան չի կարող օգտագործվել զոնդերի կողմից: Մակերևույթի խոնավությունը կազմում է 0,1 %[37]: Մեծ խտության պատճառով և ամպերի անդրադարձնող ունակության շնորհիվ արեգակնային էներգիայի գումարային քանակը փոքր է, քան Երկրինը: Ծծմբական թթուն առաջանում է վերին մթնոլորտում ածխաթթու գազի, ծծմբական գազի և ջրային գոլորշիների վրա Արեգակի ֆոտոքիմիական ազդեցության շնորհիվ: 169 նմ երկարությամբ ֆոտոնները ուլտրամանուշակագույն ճառագայթմամբ կարող են ֆոտոդիսոսացնել ածխաթթու գազը շմոլ գազի և ատոմարային թթվածնի: Ատոմարային թթվածինը բավականին փոխազդունակ է, և երբ այն ռեակցիայի մեջ է մտնում Վեներայի մթնոլորտի միկրոկոմպոնենտ ծծմբային գազի հետ, առաջանում է ծծմբական գազ, որը կարող է իր հերթին միանալ ջրային գոլորշու մեկ այլ միկրոկոմպոնենտի հետ: Այս ռեակցիաների արդյունքում առաջանում է ծծմբական թթու՝

CO2CO + O
SO2 + OSO3
SO3 + H2OH2SO4

Թթվային անձրևները Վեներայի վրա երբեք չեն հասնում մակերևույթին, և գոլորշիանում են շոգից, առաջացնելով Վիրգա կոչվող երևույթը[38]: Ենթադրվում է, որ մոլորակի մակերևույթին ծծումբը հայտնվել է Վեներայի հրաբխային ակտիվության արդյունքում, իսկ բարձր ջերմաստիճանը նպաստել է ծծմբի մնալուն մակերևույթի վրա՝ ինչպես, որ եղել է Երկրի վրա:

Վեներայի ամպերը ունակ են այնպիսի կայծակներ առաջացնել, ինչպիսին Երկրի ամպերը[39]: Օպտիկական դիապազոնում բռնկումները, որոնք ենթադրաբար համարվում են կայծակներ, գրանցվել են «Վեներա–9 » կայանների և «Վեգա-1» աէրոստատիկ զոնդերի կողմից, էլեկտրամագնիսական դաշտի անոմալ ուժեղացումը և ռադիոիմպուլսները, որոնք նույնպես, հնարավոր է, կայծակների արդյունք են, հայտնաբերվել են «Պիոներ-Վեներա» կայանի և «Վեներա-11» ապարատների կողմից[21]: Իսկ 2006 թվականին «Վեներա-Էքսպրես» ապարատը Վեներայի մթնոլորտում հայտնաբերեց կայծակի արգասիքներ մեկնաբանված գելիկոններ: Նրանց ժայթքումներ աջ կանոնավորվածությունը հիշեցնում է եղանակային ակտիվության բնույթը: Կայծակների ինտենսիվությունը կազմում է երկրային կայծակների համարյա կեսը[39]: Երկրի կայծակները առանձնահատուկ են նրանով, որ նրանք, Լուսնթագի, Երևակի և մեծ մասամբ Երկրի կայծակների, կապված չեն ջրային ամպերի հետ: Նրանք առաջանում են ծծմբային թթվի ամպերում[40]: 2009 թվականին աստղագետ-սիրողը մթնոլորտում նկատեց պայծառ կետ, որը հետագայում լուսանկարվեց «Վեներա-Էքսպրես» ապարատի կողմից: Նրա առաջացման պատճառը անհասկանալի էին, հնարավոր է, դրանք կապված են հրաբուխների ակտիվության հետ[41]:

Կյանքի առկայություն[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Մակերևույթի վրայի դաժան պայմաններից ելնելով, կյանքը Վեներայի վրա անհավանական է թվում: Բայց Երկրի վրա կան օրգանիզմներ, որնք ապրում են էքստրեմալ պայմաններում (էքստրեմոֆիլները), որը վկայում է այդպիսի օրգանիզմների գոյությունը Արեգակնային համակարգի երկրորդ մոլորակի վրա: Թերմոֆիլները և հիպերթերմոֆիլները ծաղկուն շրջան են ապրում, երբ ջերմաստիճանը հասնում է ջրի եռման ջերմաստիճաին, ացիդոֆիլները ապրում են երեքի կամ ավելի ցածր рН-ի մակարդակում, պոլիէքստրեմոֆիլները կարող են դիմակայել տարբեր անբարենպաստ պայմանների: Դրանց զուգահեռ, Երկրի վրա կարող են լինել շատ ուրիշ էքստրեմոֆիլների տիպեր[42]:

Սական կյանք կարող է գոյություն ունենալ և փոքր էքստրեմալ պայմաններով տեղերում, քան մակերևույթի վրա է, օրինակ ամպերում: Գոյություն ունի վարկած, այնտեղ կյանքի այնպիսի ձևերի առկայության մասին, ինչպիսիք բակտերիաներն են, որոնցից հայտնաբերվել են Երկրի ամպերում[43]: Միկրոբները խիտ, ամպամած մթնոլորտ կարող են պաշտպանված լինել արևային ճառագայթումից[42]: «Վեներա», «Պիոներ-Վեներա» զոնդերի և «Մագելան»տիեզերական կայանի կողմից ստացված տվյալների վերլուծության ժամանակ, մթնոլորտի վերին շերտերում հայտնաբերվել է ծծմբաջրածին (H2S) և ծծմբային գազ (SO2), ինչպես նաև կարբոնիլի սուլֆիդ (O=C=S): Առաջին երկու գազը փոխազդում են իրար հետ, իսկ դա նշանակում է, որ պետք է գոյությու ունենա այդ գազերի աղբյուրը: Բացի դրանից, կարբոնալային սուլֆիդը նշանակալի է նրանով, որ այն դժվար է առաջացնել միայն ոչ օրգանական ճանապարհով: Այն արտադրվում է էֆեկտիվ կատալիզատորների հաշվին, որոնք պահանջում են մեծ ծավալի տարբեր քիմիական բաղաղրությունների նյութեր: Երկրի վրա այդպիսի կատալիզատորներ են միկրոօրգանիզմները[44]: Բացի դրանից հաճախ անտեսվում է այն փաստը, որ «Վեներա-12» ապարատը, 45—60 կմ բարձրության վրա, հայտնաբերել է քլոր:

Էվոլյուցիա[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ամպերի կառուցվածքի վերաբերյալ տվյալները և մակերևույթի երկրաբանությունը տեսականորեն համադրվել են, որ Արեգակի պայծառությունը վերջին 3,8 միլիարդ տարում աճել է 25 %-ով[45], որից հետևում է, որ Վեներայի մթնոլորտը չորս միլիարդ տարի առաջ նման է եղել Երկրի մթնոլորտին, և մոլորակի մակերևույթին եղել է հեղուկ ջուր: Ուժգին ջերմոցային էֆեկտը կարող է լինել մակերևույթային ջրերի գոլորշիացման արդյունք և ջերմոցային գազերի մակարդակի աճի հետևանք: Դրա համար էլ Վեներայի մթնոլորտը գտնվում է Երկրի կլիմայի փոփոխություններով զբաղվող գիտնականների ուշադրության կենտրոնում[9]:

Վեներայի մակերևույթին չկա ոչ մի դետալ, որը կապացուցեր նախկինում այնտեղ ջրի գոյությունը: Բայց ժամանակակից մակերևույթի տարիքը չի գերազանվում 600—700 միլիոն տարին, և ավելի վաղ տարիքի մասին ոչինչ չի ասվում: Բացի դրանից, պատճառ չկա կարծել, որ Վեներայի վրա չեն գործել Երկրի վրա ջուր մատակարարող պրոցեսները: Ըստ տարածված տեսակետի, ջուրը մինչ գոլորշիանալը, կարող էր գոյություն ունենալ մակերևույթի վրա մոտ 600 միլիոն տարի, բայց որոշ գիտնականներ, ինչպես Դեյվիդ Գրինսպուն, համարում են, որ այդ ժամանակը կարող է հասնել երկու միլիարդ տարվա[46]:

Դիտումներ և չափումներ Երկրից[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

2004 թվականի հունիսի ութին, Արեգակի սկավառակով Վեներայի անցումը, թույլ տվեց Երկրից սպեկտրոսկոպական չափումներով նրա մթնոլորտի վերին շերտերի մասին կարևոր ինֆորմացիա ստանալ

1761 թվականի հունիսի 6-ին, Արեգակի սկավառակով Վեներայի անցման ժամանակ ռուս գիտնական Միխայիլ Լոմոնոսովը ուշադրություն դարձրեց այն փաստի վրա, որ Վեներայի և Արեգակի սկավառակի միացման ժամանակ, մոլորակի շուրջը առաջանում էր «մազի նման նուրբ փայլ»: Արեգակի սկավառակով Վեներայի անցումից հետո մոլորակի մասի վրա, որը գտնվում էր Արեգակից դուրս, դիտվում էր պայծառ «բշտիկ»: Լոմոնոսովը այս փաստին տվեց ճիշտ գիտական բացատրություն, համարելով, որ դա Վեներայի մթնոլորտում արեգակնային ճառագայթների ռեֆրակցիայի արդյունք է[47][48]: 1940 թվականին Ռուպերտ Վիլդը հաշվարկեց, որ CO2 քանակությունը Վեներայի մթնոլորտում բավականաչափ է ջրի եռման ջերմաստիճանից մակերևույթի ջերմաստիճանի բարձրացման համար[49]: Այս ենթադրությունը հաստատվեց «Մարիներ-2» զոնդի կողմից, որը 1962 թվականին կատարեց ջերմաստիճանի ռադիոմետրիկ չափում: Իսկ 1967 թվականին խորհրդային «Վեներա-4» ապարատը հաստատեց, որ մթնոլորտը հիմնականում կազմված է ածխաթթու գազից[49]: Վեներայի մթնոլորտի վերին շերտերը կարելի է Երկրից ուսումնասիրել երեք ծայրահեղ դեպքում, երբ մոլորակը անցնում է Արեգակի սկավառակով: Այսպիսի դեպք վերջին անգամ տեղի է ունեցել 2012 թվականին: Օգտագործելով քանակական սպեկտրասկոպիա, գիտնականները կարողացան մթնոլորտում քիմիական նյութերի հայտնաբերման նպատակով, նրանով անցած արեգակնային լույսը վերլուծել: Այս մեթոդը կիրառվում է էկզոմոլորակների համար ևս, առաջին արդյունքները տրվել են 2001 թվականին[50]: 2004 թվականի անցումը գիտնականներին թույլ տվեց շատ օգտակար տվյալներ հավաքել, ոչ միայն մոլորակի մթնոլորտի վերին մասի համար, այլև այն մեթոդների կատարելագործման համար, որոնք կիրառվում են էկզոմոլորակների որոնման համար: Հիմնականում ածխաթթու գազից կազմված մթնոլորտը կլանում է ենթակարմիր ճառագայթումը, որը այս մեթոդով որոնումը դարձնում է մատչելի: 2004 թվականի անցման ժամանակ արեգակնային ճառագայթման կլանման չափումը ցույց տվեց այդ բարձրության վրա գազերի հատկությունները: Սպեկտրալ գծերի դոպլերյան խոտորումը թույլատրեց չափել քամիների բնույթը[51]: Արեգակի սկավառակով Վեներայի անցումը ծայրահեղ եզակի երևույթ է: Վերջին անգամ այն եղել է 2012 թվականին, իսկ դրանից առաջ 2004 և 1882 թվականներին, իսկ հաջորդ անգամ կլինի 2117 թվականին[51]:

Հետագա ուսումնասիրություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

ՆԱՍԱ-ի New Frontiers ծրագրի առաջարկած Venus In-Situ Explorer զոնդը

2006-ից 2014 թվականը մոլորակը ենթակարմիր սպեկտրի 1—5 մկմ երկարության շրջանում սպեկտրոսկոպիայով հետազոտել է «Վեներա-էքսպրես» ուղեծրային ապարատը[5]: 2010 թվականի մայիսին բաց է թողնվել Ճապոնական աէրոտիեզերական հետազոտման ագենստվոյի «Ակացուկի» զոնդը, որի նպատակը երկու տարվա ընթացքում մոլորակի ուսումնասիրումն է, ներառյալ մթնոլորտի կառուցվածքն ու ակտիվությունը: Վեներայի ուղեծիր մանյովրը նշանակված ժամկետում (2010-ի դեկտեմբեր) ավարտվեց անհաջողությամբ, բայց դա հաջողվեց հինգ տարի հետո:

New Frontiers ծրագրի շրջանակներում առաջարկված Venus In-Situ Explorer զոնդը, ենթադրաբար, պետք է ուսումնասիրի Վեներան ուղեծրային ապարատի, աէրոստատի և վայրէջքային մոդուլի օգնությամբ: Զոնդի կողմից հավաքված տվյալները, կարող են պատկերացում տալ մոլորակի այն պրոցեսների մասին, որոնք բերել են կլիմայի փոփոխության, ինչպես նաև մոլորակից նմուշի բերման հաջորդ միսիայի նախապատրաստման համար[52]: Մեկ այլ միսիա՝ «Venus Mobile Explorer»-ը առաջարկվել է Վեներայի հետազոտման Անալիտիկ խմբի (VEXAG) կողմից բաղադրության հետազոտման նպատակով, ինչպես նաև մակերևույթի և մթնոլորտի իզոտոպ վերլուծության համար: Թողարկման ժամկետը դեռևս հայտնի չէ[53]: Ռուսաստանը Ֆեդերալ Տիեզերական ծրագրի շրջանակներում ծրագրել է 2024 թվականից հետո Վեներա ուղարկել «Վեներա-Դ» ապարատը[54], որի խնդիրների մեջ կմտնի նաև մթնոլորտի հետազոտումը: Մասնավորապես ծրագրվել են կատարել հետազոտություններ, որոնք կորոշեն՝

  • ջերմաստիճանի, ճնշման, ջերմային հոսքերի և լույսի արագության պրոֆիլները;
  • ամպերի բաղադրությունը, կառուցվածքը և միկրոֆիզիկական պարամետրերը;
  • մթնոլորտի քիմիական բաղադրությունը, ներառյալ իներտ գազերը, ինչպես նաև իզոտոպ բաղադրությունը;
  • իոնոսֆերայի, էկզոսֆերայի և մագնիտոսֆերայի կառուցվածքը;
  • մթնոլորտի բաղադրիչների կորստի արագությունը[55]:

Երբ հայտնաբերվեց, որ Վեներայի վրա պայմանները անբարենպաստ են, գիտնականների ուշադրությունը ուղղվեց այլ նպատակների կողմ, այնպիսիք ինչպիսին Մարսն է: Այնուամենայնիվ դեպի Վեներա ուղղվեցին շատ միսիաներ, որոնց նպատակը քիչ ուսումնասիրված վերին մթնոլորտն էր: Խորհրդային «Վեգա» ծրագրի շրջանակներում 1985 թվականին երկու աէրոստատիկ զոնդ իջեցվեցին, որոնք Վեներայի մթնոլորտում նավարկեցին մոտավորապես 46 ժամ 30 րոպե, իսկ նրանց վրա տեղադրված գիտական սարքերը հավաքած տվյալները ուղարկում էին Երկիր: Նրանք սնվում էին մարտկոցներով և ավարտեցին աշխատանքները մարտկոցների լիցքաթափումից հետո[56]: Այդ ժամանակվանից ի վեր մթնոլորտի վերին շերտերի հետազոտում չի կատարվել: 2002 թվականին ՆԱՍԱ-ի կապալառու Global Aerospace գործակալությունը առաջարկեց օդապարիկի գաղափարը, որը կարող էր մնալ մթնոլորտի վերին շերտերում մոտավորապես հարյուր երկրային օրվա չափով[57]: Օդապարիկի փոխարեն Ջեֆրի Լանդսենը առաջարկեց արևային մարտկոցներով թռչող սարք[16], և այդ գաղափարը ժամանակ առ ժամանակ թևածում էր 2000-ականների գրականության մեջ: Վեներան մեծ ալբեդո ունի և անդրադարձնում է արեգակնային էներգիայի մեծ մասը, որը մակերևույթի լուսավորությունը շատ ցածր է դարձնում: Բայց 60 կմ բարձրության վրա ամպերից անդրադարձած լույսի ինտենսիվությունը (ներքևից եկող) ընդամենը 10 % -ով է փոքր անմիջապես Արեգակից եկող լույսի ինտենսիվությունից: Այսպիսով, արևային մարտկոցները ապարատի վերևից և ներքևից կարող էին օգտագործվել համարյա նույն արդյունավետությամբ[34]: Այս հանգամանքը, ինչպես նաև արևային էներգիայի անսպառությունը, անչափ փոքր ազատ անկման արագացումը, օդի բարձր ճնշումը և մոլորակի դանդաղ պտույտը, մթնոլորտի այդ շերտը դարձնում են հետազոտական ապարատի համար հարմարավետ: Առաջարկված թռչող ապարատը ավելի լավ կաշխատեր այն բարձրության վրա, որտեղ արեգակնային լույսը, օդի ճնշումը և քամիների արագությունը թույլ կտային նրան մնալ օդում հիմնականորեն, երբեմն մի քանի ժամով ներքև իջնելով: Քանի որ ամպերի ծծմբական թթուն այդ բարձրության վրա պաշտպանված ապարատի համար չի հանդիսանում սպառնալիք, ապա այդ այսպես կոչված «արեգակնային թռչող սարքը» կարող էր 45 կմ-ի և 60 կմ-ի շրջանում կատարել չափումներ անսահամանափակ երկար ժամանակ, քանի դեռ անկանխատեսելի պրոբլեմները նրան շարքից չէին հանել: Լանդիսը առաջարկեց նաև մոլորակի մակերևույթը ուսումնասիրել «Սպիրիտին» և «Օպպորտյունիտիին» համանման ռովերներով, միայն այն տարբերությամբ, որ Վեներայի ռովերները կղեկավարվեն մթնոլորտում գտնվող ապարատի համակարգիչներից[58]:

Տես նաև[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ծանոթագրություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

  1. 1,00 1,01 1,02 1,03 1,04 1,05 1,06 1,07 1,08 1,09 1,10 1,11 1,12 Basilevsky Alexandr T.; Head, James W. (2003)։ «The surface of Venus»։ Rep. Prog. Phys. 66 (10): 1699–1734։ Bibcode:2003RPPh...66.1699B։ doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04 
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 2,7 2,8 2,9 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։ Bibcode:2007Natur.450..646B։ PMID 18046397։ doi:10.1038/nature05974 
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 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. 5,00 5,01 5,02 5,03 5,04 5,05 5,06 5,07 5,08 5,09 5,10 5,11 5,12 5,13 5,14 5,15 5,16 5,17 5,18 Svedhem Hakan; Titov, Dmitry V.; Taylor, Fredric V.; Witasse, Oliver (2007)։ «Venus as a more Earth-like planet»։ Nature 450 (7170): 629–632։ Bibcode:2007Natur.450..629S։ PMID 18046393։ doi:10.1038/nature06432 
  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։ Bibcode:2010Sci...328..677N։ PMID 20448159։ doi:10.1126/science.328.5979.677-a 
  8. 8,0 8,1 8,2 8,3 8,4 8,5 8,6 8,7 8,8 8,9 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։ Bibcode:2007Natur.450..637P։ PMID 18046395։ doi:10.1038/nature06209 
  9. 9,0 9,1 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։ PMID 11538226։ doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9 
  10. «How Hot is Venus?»։ May 2006։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2012-01-31-ին 
  11. 11,0 11,1 Landis Geoffrey A. (2003)։ «Colonization of Venus»։ AIP Conf. Proc. 654 (1): 1193–1198։ Bibcode:2003AIPC..654.1193L։ doi:10.1063/1.1541418 
  12. «Clouds and atmosphere of Venus»։ Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2012-01-31-ին 
  13. Lovelock, James (1979). Gaia: A New Look at Life on Earth. Oxford University Press. 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։ Bibcode:2013Icar..224...57K։ doi:10.1016/j.icarus.2013.02.010 
  15. 15,00 15,01 15,02 15,03 15,04 15,05 15,06 15,07 15,08 15,09 15,10 Patzold M.; Hausler, B.; Bird, M.K.; et al. (2007)։ «The structure of Venus’ middle atmosphere and ionosphere»։ Nature 450 (7170): 657–660։ Bibcode:2007Natur.450..657P։ PMID 18046400։ doi:10.1038/nature06239 
  16. 16,0 16,1 16,2 16,3 Landis Geoffrey A.; Colozza, Anthony; and LaMarre, Christopher M (June 2002)։ «Atmospheric Flight on Venus»։ Proceedings։ 40th Aerospace Sciences Meeting and Exhibit sponsored by the American Institute of Aeronautics and Astronautics (5)։ Reno, Nevada, January 14–17, 2002։ էջեր IAC–02–Q.4.2.03, AIAA–2002–0819, AIAA0 
  17. Carl R. (Rod) Nave։ «The Environment of Venus»։ Department of Physics and Astronomy, Georgia State University։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2012-01-31-ին 
  18. 18,0 18,1 «Flying over the cloudy world – science updates from Venus Express»։ Venus Today։ 2006-07-12։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2016-02-26-ին 
  19. «Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles»։ Shade Tree Physics։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2012-01-31-ին 
  20. 20,0 20,1 20,2 20,3 20,4 20,5 20,6 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։ Bibcode:2007Natur.450..633M։ PMID 18046394։ doi:10.1038/nature06320 
  21. 21,0 21,1 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։ Bibcode:1979KosIs..17..280M 
  23. Emily Lakdawalla (2006-04-14)։ «First Venus Express VIRTIS Images Peel Away the Planet's Clouds»։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2012-01-31-ին 
  24. «Double vortex at Venus South Pole unveiled!»։ European Space Agency։ 2006-06-27։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2012-01-31-ին 
  25. В атмосфере Венеры обнаружен загадочный теплый слой | РосРегистрԿաղապար:Неавторитетный источник
  26. 26,0 26,1 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։ Bibcode:2007Natur.450..641D։ PMID 18046396։ doi:10.1038/nature06140 
  27. 27,0 27,1 27,2 27,3 27,4 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 
  28. 28,0 28,1 28,2 28,3 28,4 28,5 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։ Bibcode:2007Natur.450..654Z։ PMID 18046399։ doi:10.1038/nature06026 
  29. Whitten R. C., McCormick P. T., Merritt David, Thompson K. W. և այլք: (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 
  30. 30,0 30,1 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։ Bibcode:2007Natur.450..650B։ PMID 18046398։ doi:10.1038/nature06434 
  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։ Bibcode:1981Natur.292..610K։ doi:10.1038/292610a0 
  33. : Դա գնդաձև ալբեդո է: Երկրաչափական ալբեդոն 85 % է
  34. 34,0 34,1 Landis Geoffrey A. (2001)։ «Exploring Venus by Solar Airplane»։ AIP Conference Proceedings (American Institute of Physics) 522: 16–18։ Bibcode:2001AIPC..552...16L։ doi:10.1063/1.1357898։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2016-03-01-ին 
  35. «Венера-8»։ Научно-производственное объединение им. С.А. Лавочкина։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2011-08-18-ին 
  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։ Bibcode:1982S&W....21..282K 
  38. «Planet Venus: Earth's 'evil twin'»։ BBC News։ 7 November 2005 
  39. 39,0 39,1 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։ Bibcode:2007Natur.450..661R։ PMID 18046401։ doi:10.1038/nature05930 
  40. NASA Scientist Confirms Light Show on Venus
  41. «Experts puzzled by spot on Venus»։ BBC News։ 1 August 2009 
  42. 42,0 42,1 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 
  43. Landis Geoffrey A. (2003)։ «Astrobiology: the Case for Venus»։ J. of the British Interplanetary Society 56 (7/8): 250–254։ Bibcode:2003JBIS...56..250L 
  44. Leonard David, Life Zone on Venus Possible [online]. Space.com, 11.02.2003.
  45. Newman M.J.; Rood, R. T. (1977)։ «Implications of solar evolution for the Earth’s early atmosphere»։ Science 198 (4321): 1035–1037։ Bibcode:1977Sci...198.1035N։ PMID 17779689։ doi:10.1126/science.198.4321.1035 
  46. Henry Bortman (2004-08-26)։ «Was Venus Alive? The Signs are Probably There»։ Astrobiology Magazine։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2016-03-04-ին 
  47. Михаил Васильевич Ломоносов. Избранные произведения в 2-х томах. М.: Наука. 1986
  48. Shiltsev V. (2014)։ «The 1761 discovery of Venus’ atmosphere: Lomonosov and others»։ Journal of Astronomical History and Heritage 17 (1): 85–112։ Bibcode:2014JAHH...17...85S 
  49. 49,0 49,1 Weart, Spencer, The Discovery of Global Warming, «Venus & Mars», June 2008
  50. Robert Roy Britt (2001-11-27)։ «First Detection Made of an Extrasolar Planet's Atmosphere»։ Space.com։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2008-05-11-ին 
  51. 51,0 51,1 «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։ 2004-06-03։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2012-01-31-ին 
  52. «New Frontiers Program — Program Description»։ NASA։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2012-01-31-ին 
  53. «Venus Mobile Explorer — Description»։ NASA։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2012-01-31-ին 
  54. «РАН: запуск «Венеры-Д» состоится не ранее 2024 года»։ Газета.Ру։ 2012-04-09։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2012-10-16-ին։ Վերցված է 2012-09-06 
  55. «Проект «ВЕНЕРА-Д» — Федеральная Космическая программа России»։ Институт Космических Исследований։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2012-01-31-ին 
  56. «Вега»: аэростаты в небе Венеры
  57. Myers Robert (2002-11-13)։ «Robotic Balloon Probe Could Pierce Venus's Deadly Clouds»։ SPACE.com։ Վերցված է 2011-03-23 
  58. 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 

Գրականություն[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

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

Արտաքին հղումներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]