Ατμόσφαιρα της Αφροδίτης

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Πήδηση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση
Ατμόσφαιρα της Αφροδίτης
Venuspioneeruv.jpg
Τα σύννεφα στην ατμόσφαιρα της Αφροδίτης το 1979, όπως λήφθηκαν με παρατηρήσεις στο υπεριώδες από το τροχιακό όχημα Πάιονηρ Αφροδίτη
Γενικές πληροφορίες [1]
Ύψος 250 χλμ.
Μέση επιφανειακή πίεση 93 μπαρ ή 9,3 MPa
Μάζα 4,8 x 1020 kg
Σύσταση[1][2]
Διοξείδιο του άνθρακα (CO2) 96,5%
Άζωτο 3,5%
Διοξείδιο του θείου (SO2) 150 ppm
Αργό (Ar) 70 ppm
Υδρατμοί 20 ppm
Μονοξείδιο του άνθρακα (CO) 17 ppm
Ήλιο (He) 12 ppm
Νέον (Ne) 7 ppm
Υδροχλώριο (HCl) 0,1 - 0,6 ppm
Υδροφθόριο (HF) 0,001 - 0,005 ppm

Η Ατμόσφαιρα της Αφροδίτης είναι το στρώμα των αερίων που περιβάλλει τον πλανήτη. Αποτελείται κυρίως από διοξείδιο του άνθρακα και είναι πολύ πυκνότερη και θερμότερη από της Γης. Η θερμοκρασία στην επιφάνεια είναι 467 °C, και η πίεση είναι 93 bar (9,3 MPa), ισοδύναμη της πίεσης που επικρατεί σε βάθος 900 μ. στους Γήινους ωκεανούς.[1] Η ατμόσφαιρα υποστηρίζει αδιαφανή σύννεφα θειικού οξέος, που καθιστούν την επίγεια οπτική και την τροχιακή παρατήρηση της επιφάνειας αδύνατη. Οι πληροφορίες για την τοπογραφία προέρχονται αποκλειστικά από ραντάρ απεικόνισης.[1] Εκτός από το διοξείδιο του άνθρακα περιέχει, επίσης, άζωτο και ίχνη από άλλες χημικές ενώσεις.[1]

Εκτός από τα στρώματα που βρίσκονται πλησιέστερα προς την επιφάνεια του πλανήτη, η ατμόσφαιρα βρίσκεται σε κατάσταση έντονης κυκλοφορίας.[3] Το ανώτερο στρώμα της τροπόσφαιρας παρουσιάζει ένα φαινόμενο υπερ-περιστροφής, κατά το οποίο η ατμόσφαιρα κάνει το γύρο του πλανήτη σε τέσσερις μόνο Γήινες ημέρες, πολύ ταχύτερα από την αστρική ημέρα του πλανήτη που διαρκεί 243 Γήινες ημέρες. Οι ανέμοι που υποστηρίζουν την υπερπεριστροφή κινούνται με ταχύτητες 360 χλμ/ώρα [3] ή και περισσότερο. Οι άνεμοι κινούνται με ταχύτητα έως 60 φορές μεγαλύτερη από την ταχύτητα της περιστροφής του πλανήτη, ενώ στη Γη οι ταχύτεροι άνεμοι φτάνουν μόνο το 10% - 20% της ταχύτητας περιστροφής.[4] Όμως, η ταχύτητα των ανέμων προοδευτικά ελαττώνεται καθώς ελαττώνεται και το υψόμετρο, και πέφτει στην ταχύτητα των 10 χλμ/ώρα στην επιφάνεια της Αφροδίτης.[5] Κοντά στους πόλους υπάρχουν αντικυκλωνικές δομές που ονομάζονται πολικές δίνες. Κάθε δίνη έχει δύο οφθαλμούς και χαρακτηριστική σιγμοειδή μορφή των νεφών.[6] Υπερτιθέμενο υπάρχει ένα ενδιάμεσο στρώμα μεσόσφαιρας, που χωρίζει την τροπόσφαιρα από την θερμόσφαιρα.[3][2] Και η θερμόσφαιρα, επίσης, χαρακτηρίζεται από έντονη κυκλοφορία, αλλά πολύ διαφορετικής φύσης - τα αέρια που θερμαίνονται και μερικά ιονίζονται από την ηλιακή ακτινοβολία στο ηλιόλουστο ημισφαίριο κινούνται προς το σκοτεινό ημισφαίριο όπου επανασυνδέονται και καθιζάνουν.[2]

Η Αφροδίτη δεν έχει μαγνητικό πεδίο όπως η Γη. Η ιονόσφαιρα της χωρίζει την ατμόσφαιρα από το διάστημα και τον ηλιακό άνεμο. Αυτό το ιονισμένο στρώμα αποκλείει το ηλιακό μαγνητικό πεδίο, δημιουργώντας στην Αφροδίτη ένα ξεχωριστό μαγνητικό περιβάλλον, που θεωρείται η μαγνητόσφαιρα της Αφροδίτης. Ελαφρύτερα αέρια, με συμπεριλαμβανομένους τους υδρατμούς, συνεχώς παρασύρονται μακριά από τον ηλιακό άνεμο διαμέσω της προκύπτουσας μαγνητοουράς.[3] Πιθανολογείται ότι η ατμόσφαιρα της Αφροδίτης μέχρι πριν από περίπου 4 δισεκατομμύρια χρόνια έμοιαζε περισσότερο με της Γης με υγρό νερό στην επιφάνεια. Μία ανεξέλεγκτη επίδραση του φαινομένου του θερμοκηπίου ίσως σχετίζεται με εξάτμιση των επιφανειακών υδάτων και αύξηση των επιπέδων των άλλων αερίων του θερμοκηπίου.[7][8]

Παρά τις αντίξοες συνθήκες στην επιφάνεια, η ατμοσφαιρική πίεση και θερμοκρασία σε υψόμετρο 50 χλμ - 65 χλμ. είναι παρόμοια με της Γης, που σημαίνει ότι η ανώτερη ατμόσφαιρα του πλανήτη είναι η πιο σαν-γήινη περιοχή του Ηλιακού Συστήματος, περισσότερο ακόμα και από την επιφάνεια του Άρη. Λόγω της ομοιότητας σε πίεση και θερμοκρασία και το γεγονός ότι ο αναπνεύσιμος αέρας (21% οξυγόνο, 78% άζωτο) είναι ένα ανυψωτικό αέριο στην Αφροδίτη όπως το ήλιο είναι ανυψωτικό αέριο στη Γη, έχει προταθεί ως προορισμός για εξερεύνηση και αποικισμό.[9]

Την 29 Ιανουαρίου 2013 οι επιστήμονες του ESA ανέφεραν ότι η ιονόσφαιρα του πλανήτη Αφροδίτη ρέει προς τα έξω με τον ίδιο τρόπο που "η ιονική ουρά ιόντων αναβλύζει από ένα κομήτη κάτω από παρόμοιες συνθήκες."[10][11]

Ιστορία[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο Μιχαήλ Λομονόσοφ ήταν ο πρώτος που υπέθεσε την ύπαρξη ατμόσφαιρας στην Αφροδίτη με βάση τις παρατηρήσεις του για τη διάβαση της Αφροδίτης το 1761 από ένα μικρό αστεροσκοπείο κοντά στο σπίτι του στην Αγία Πετρούπολη, Ρωσία.[12]

Δομή και σύσταση[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σύσταση[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σύσταση της ατμόσφαιρας της Αφροδίτης. Το διάγραμμα στα δεξιά απεικονίζει τα ιχνοστοιχεία που συνολικά δεν απαρτίζουν περισσότερο από το 0,1%.

Η ατμόσφαιρα της Αφροδίτης αποτελείται από 96,5% διοξείδιο του άνθρακα, 3,5% άζωτο και μικροποσότητες από άλλα αέρια, κυρίως διοξείδιο του θείου.[13] Η περιεκτικότητα της ατμόσφαιρας σε άζωτο είναι μικρή συγκριτικά με του διοξειδίου του άνθρακα, αλλά επειδή η ατμόσφαιρα είναι πολύ παχύτερη από τη Γήινη, το ολικό περιεχόμενο άζωτο είναι περίπου τέσσερις φορές περισσότερο από της Γης, παρόλο που το Γήινο άζωτο είναι το 78% της ατμόσφαιρας.[1][14]

Η ατμόσφαιρα περιέχει ένα φάσμα από ενδιαφέρουσες ενώσεις σε μικροποσότητες, με συμπεριλαμβανόμενες ορισμένες ενώσεις του υδρογόνου, όπως υδροχλώριο (HCl) και υδροφθόριο (HF). Υπάρχουν επίσης μονοξείδιο του άνθρακα, υδρατμοί και ατομικό οξυγόνο .[2][3] Το υδρογόνο στην ατμόσφαιρα της Αφροδίτης είναι σχετικά περιορισμένο. Εκτιμάται ότι μεγάλες ποσότητες από το υδρογόνο του πλανήτη έχουν χαθεί στο διάστημα,[15] και το υπόλοιπο βρίσκεται κυρίως δεσμευμένο ως θειικό οξύ και υδρόθειο (H2S). Η εν λόγω απώλεια υδρογόνου αποδεικνύεται από τον πολύ υψηλό λόγο D–H που μετρήθηκε.[3] Η αναλογία είναι περίπου 0,015–0,025, δηλαδή 100-150 φορές υψηλότερη από την επίγεια του 1,6 × 10−4 .[2][16] Σύμφωνα με ορισμένες μετρήσεις, στην ανώτερη ατμόσφαιρα της Αφροδίτης ο λόγος D/H είναι 1,5 φορές υψηλότερος από ό, τι στη μαζική ατμόσφαιρα.[2]

Τροπόσφαιρα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σύγκριση των Ατμοσφαιρικών Συστάσεων – Αφροδίτη, Άρης, Γη (παρελθόν και παρόν).

Η ατμόσφαιρα χωρίζεται σε ορισμένα τμήματα ανάλογα με το υψόμετρο. Το πυκνότερο τμήμα της ατμόσφαιρας, η τροπόσφαιρα, ξεκινάει από την επιφάνεια και εκτείνεται προς τα πάνω κατά 65 χιλιόμετρα. Στη ζεστή σαν φούρνος επιφάνεια οι άνεμοι είναι αργοί,[1] αλλά στην κορυφή της τροπόσφαιρας η θερμοκρασία και η πίεση φθάνουν τα Γήινα επίπεδα και τα σύννεφα επιταχύνονται σε ταχύτητα 100 m/s.[3][17]

Σχέδιο του 1761 από τον Μιχαήλ Λομονόσοφ για την ατμόσφαιρα της Αφροδίτης

Η ατμοσφαιρική πίεση στην επιφάνεια της Αφροδίτης είναι κατά 92 φορές μεγαλύτερη από της Γης, και ισοδύναμη της πίεσης που βρίσκεται σε βάθος 900 μ. στους Γήινους ωκεανούς. Η πυκνότητα του αέρα στην επιφάνεια είναι 67 kg/m3, ισοδύναμη του 6,5% του υγρού ύδατος στη Γη.[1] Η πίεση στην επιφάνεια είναι τόσο υψηλή που το διοξείδιο του άνθρακα δε βρίσκεται πλέον σε κατάσταση αερίου, αλλά ως υπερκρίσιμο ρευστό, και σχηματίζει ένα είδος θάλασσας που καλύπτει όλη την επιφάνεια της Αφροδίτης. Αυτή η θάλασσα από υπερκρίσιμο διοξείδιο του άνθρακα είναι εξαιρετικός αγωγός θερμότητας, και έχει ρυθμιστική λειτουργία στις μεταβολές της θερμοκρασίας μεταξύ ημέρας και νύχτας (που διαρκούν 56 γήινες ημέρες).[18]

Οι μεγάλες ποσότητες του CO2 στην ατμόσφαιρα μαζί με τους υδρατμούς και το διοξείδιο του θείου προκαλούν ένα ισχυρό φαινόμενο του θερμοκηπίου, παγιδεύοντας την ηλιακή ενέργεια και αυξάνοντας την επιφανειακή θερμοκρασία περί τους 467 °C.[14] Η μέση θερμοκρασία στην επιφάνεια είναι υψηλότερη από τα σημεία τήξης του μολύβδου (327 °C), του κασσίτερου (232 °C) και του ψευδαργύρου ( 420 °C). Η παχιά τροπόσφαιρα αμβλύνει τις διαφορές στην θερμοκρασία μεταξύ ημέρας και νύχτας, παρόλο που η αργή ανάδρομη περιστροφή του πλανήτη κάνει τη μία αστρική ημέρα να διαρκεί κατά 116,5 γήινες ημέρες. Η επιφάνεια της Αφροδίτης βρίσκεται για 58,3 μέρες στο σκοτάδι, προτού ο ήλιος ανατείλει και πάλι πίσω από τα σύννεφα.[1]

Ατμόσφαιρα [19]
Ατμόσφαιρα Αφροδίτης 2.png
Ύψος
(χλμ.)
Θερμ.
(°C)
Ατμοσφαιρική
πίεση
(Ατμ)
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

Κυκλοφορία[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η κυκλοφορία στην τροπόσφαιρα της Αφροδίτης ακολουθεί την λεγόμενη κυκλοστροφική ροή.[3] Οι ταχύτητες ανέμου καθορίζονται κατά προσέγγιση από τις κλίσεις των πιέσεων και τις φυγόκεντρες δυνάμεις σε σχεδόν ιδανική ζωνική ροή. Αντίθετα, η κυκλοφορία στην ατμόσφαιρα της Γης διέπεται από γεωστροφική ισορροπία.[3] Οι ταχύτητες ανέμου μετρούνται άμεσα μόνο για την ανώτερη τροπόσφαιρα (τροπόπαυση), σε υψόμετρα 60-70 χλμ., που αντιστοιχούν στο ανώτερο υπόστρωμα του σύννεφου.[20] Η κίνηση της νέφωσης παρατηρείται συνήθως στο υπεριώδες μέρος του φάσματος, όπου η αντίθεση ανάμεσα στα σύννεφα είναι μέγιστη.[20] Η γραμμική ταχύτητα του ανέμου σε αυτό το επίπεδο είναι περίπου 100 ± 10 m/s σε γεωγραφικό πλάτος μικρότερο από 50°. Είναι ανάδρομοι, δηλαδή κινούνται σε αντίθετη κατεύθυνση από την τροχιά περιστροφής του πλανήτη.[20] Οι άνεμοι μειώνονται ταχέως προς τα μεγαλύτερα γεωγραφικά πλάτη, και τελικά μηδενίζονται στους πόλους. Οι ισχυρότεροι άνεμοι στο πάνω στρώμα του σύννεφου προκαλούν το φαινόμενο που ονομάζεται υπερπεριστροφή της ατμόσφαιρας.[3] Δηλαδή, κάνουν τον γύρω ολόκληρου του πλανήτη πολύ γρηγορότερα από όσο διαρκεί μία πλήρης περιστροφή του πλανήτη γύρω από τον εαυτό του.[21] Η υπερπεριστροφή στην Αφροδίτη είναι διαφορική, δηλαδή η ισημερινή τροπόσφαιρα υπερπεριστρέφεται βραδύτερα από ότι η τροπόσφαιρα στα μεσαία γεωγραφικά πλάτη.[20] Και οι άνεμοι έχουν μια ισχυρή κατακόρυφη κλίση. Μειώνονται κατεβαίνοντας στην τροπόσφαιρα με ρυθμό 3 m/s ανά χλμ.[3] Οι άνεμοι κοντά στην επιφάνεια της Αφροδίτης είναι πολύ βραδύτεροι από ότι της Γης. Πρακτικά κινούνται κατά μόνο λίγα χιλιόμετρα ανά ώρα (γενικά, λιγότερο από 2 m/s και κατά μέσο όρο 0.3 - 1.0 m/s), αλλά λόγω της υψηλής πυκνότητας της ατμόσφαιρας στην επιφάνεια, αυτό εξακολουθεί να είναι αρκετό για να μεταφέρουν σκόνες και μικρές πέτρες σε όλη την επιφάνεια, όπως ένα αργό ρεύμα νερού.[1][22]

Μεσημβρινά (βόρεια–νότια) συστατικά της ατμοσφαιρικής κυκλοφορίας στην ατμόσφαιρα της Αφροδίτης. Η μεσημβρινή κυκλοφορία είναι πολύ μικρότερη από την ζωνική κυκλοφορία, που μεταφέρει θερμότητα μεταξύ των περιοχών του πλανήτη που έχουν μέρα και των νυχτωμένων.

Όλοι οι άνεμοι στην Αφροδίτη τελικά κινούνται από μεταγωγή.[3] Ο θερμός αέρας ανυψώνεται στη ζώνη του ισημερινού, όπου συγκεντρώνεται η ηλιακή θέρμανση, και ρέει προς τους πόλους. Αυτή η σχεδόν ολοπλανήτια στροφή της τροπόσφαιρας ονομάζεται Κυκλοφορία Χάντλεϊ.[3] Ωστόσο, οι μεσημβρινές μετατοπίσεις αέρα είναι πολύ βραδύτερες από ότι οι ζωνικοί ανέμοι. Τα πολικά άκρα του κυττάρου Χάντλει στην Αφροδίτη βρίσκονται κοντά στα ±60° γεωγραφικά πλάτη.[3] Εκεί ο αέρας αρχίζει να κατεβαίνει και επιστρέφει στον ισημερινό κινούμενος υπό των σύννεφων. Η θεωρία αυτή υποστηρίζεται από την κατανομή του μονοξειδίου του άνθρακα, που είναι συγκεντρωμένο στην ίδια περιοχή με: ±60° γεωγραφικά πλάτη.[3] Στα πολικά άκρα του κύτταρου Χάντλει παρατηρείται ένα διαφορετικό μοτίβο κυκλοφορίας. Στα γεωγραφικό πλάτη 60°-70° υπάρχουν πολικοί δακτύλιοι,[3][6] που χαρακτηρίζονται από θερμοκρασίες 30-40 K χαμηλότερες από της ανώτερης τροπόσφαιρας στα κοντινά γεωγραφικά πλάτη.[6] Η χαμηλότερη θερμοκρασία είναι πιθανόν να οφείλεται στην ανάκαμψη του περιεχόμενου αέρα και την προκύπτουσα αδιαβατική ψύξη.[6] Η θεωρία αυτή υποστηρίζεται από τα πυκνότερα και υψηλότερα σύννεφα στους δακτύλιους. Στους δακτύλιους τα σύννεφα βρίσκονται σε υψόμετρα 70-72 χλμ. —περίπου 5 χλμ. υψηλότερα από ότι στους πόλους και στα μικρά γεωγραφικά πλάτη.[3] Ίσως υπάρχει συσχέτιση ανάμεσα στους κρύους δακτύλιους και τα υπερταχέως αεριωθούμενα μέσα πλάτη όπου οι άνεμοι κινούνται με ταχύτητες έως 140 m/s. Οι αεριοωθήσεις είναι μια φυσική συνέπεια της κυκλοφορίας Χάντλει και θα βρίσκονται στην Αφροδίτη σε γεωγραφικά πλάτη 55-60°.[20]

Στους κρύους πολικούς δακτύλιους βρίσκονται οι περίεργες δομές που ονομάζονται "πολικές δίνες".[3] Είναι τεράστιες θύελλες τύπου τυφώνα τέσσερις φορές μεγαλύτερες από τις επίγειες ανάλογές τους. Κάθε στρόβιλος έχει δύο "οφθαλμούς"—τα κέντρα περιστροφής, που συνδέονται με ξεχωριστές δομές σύννεφων σχήματος S. Αυτές οι δομές με δύο οφθαλμούς ονομάζονται πολικά δίπολα.[6] Οι δίνες στοβιλίζονται με περίοδο περίπου 3 ημερών στην κατεύθυνση της γενικής υπερπεριστροφής της ατμόσφαιρας.[6] Οι γραμμικές ταχύτητες των ανέμων είναι 35-50 m/s κοντά στα εξωτερικά άκρα τους και μηδενικές στους πόλους.[6] Η θερμοκρασία στις κορυφές της νέφωσης σε κάθε πολική δίνη είναι πολύ υψηλότερη από ό, τι στους κοντινούς πολικούς δακτύλιους φτάνοντας εώς και τους 250 K (-23 °C).[6] Η κοινή σύμβαση για τις πολικές δίνες είναι ότι πρόκειται για αντικυκλώνες με κατωφέρεια στο κέντρο και ανάκαμψη στους κρύους πολικούς δακτύλιους.[6] Αυτός ο τύπος κυκλοφορίας μοιάζει με τη χειμερινή πολική αντικυκλωνική δίνη στη Γη, ιδιαίτερα αυτή που βρίσκεται πάνω από την Ανταρκτική. Οι παρατηρήσεις στα διάφορα υπέρυθρα ατμοσφαιρικά παράθυρα δείχνουν ότι η αντικυκλωνική κυκλοφορία που παρατηρείται κοντά στους πόλους διεισδύει σε υψομετρικό βάθος έως και 50 χλμ., δηλαδή στην βάση των νεφών.[6] Η πολική άνω τροπόσφαιρα και μεσόσφαιρα είναι εξαιρετικά δυναμικές, μεγάλα φωτεινά σύννεφα ίσως εμφανιστούν και εξαφανιστούν σε διάστημα λίγων ωρών. Την 9-13 Ιανουαρίου 2007 παρατηρήθηκε ένα τέτοιο φαινόμενο από το Αφροδίτη Εξπρές, όταν η νότια πολική περιοχή έγινε φωτεινότερη κατά 30%.[20] Το φαινόμενο πιθανότατα προκλήθηκε από έγχυση διοξειδίου του θείου στη μεσόσφαιρα, που στη συνέχεια συμπυκνώθηκε σχηματίζοντας μια φωτεινή ομίχλη.[20] Οι δύο οφθαλμοί στις δίνες δεν έχουν εξηγηθεί ακόμη.[23]

Εικόνα ψευδώς χρωματισμένη κοντά στο υπέρυθρο (2.3 μm) της βαθιάς ατμόσφαιρας της Αφροδίτης που λήφθηκε από <i id="mwATk">το Γαλιλαίο</i>. Τα σκοτεινά σημεία είναι σύννεφα όπως σχηματίστηκαν από στην πολύ ζεστή υποκείμενη ατμόσφαιρα που εκπέμπει θερμική υπέρυθρη ακτινοβολία.

Η πρώτη δίνη που ανακαλύφθηκε στην Αφροδίτη ήταν η βόρεια από την αποστολή Πάιονηρ Αφροδίτη το 1978.[24] Η δεύτερη μεγάλη "δύο οφθαλμών" δίνη στο νότιο πόλο της Αφροδίτης ανακαλύφθηκε το καλοκαίρι του 2006 από το Αφροδίτη Εξπρές, και ήταν αναμενόμενη.[23]

Εικόνες από το τροχιακό όχημα Ακατσούκι έδειξαν κάτι παρόμοιο με αεροχείμαρρους στις χαμηλές και μέσες περιοχές του σύννεφου, σε υψόμετρα 45 - 60 χλμ.. Η ταχύτητες των ανέμων είναι μέγιστες κοντά στον ισημερινό. Τον Σεπτέμβριο 2017 οι επιστήμονες του JAXA ονόμασαν αυτό το φαινόμενο "Ισημερινές αεριοωθήσεις της Αφροδίτης".[25]

Ανώτερη ατμόσφαιρα και ιονόσφαιρα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η μεσόσφαιρα της Αφροδίτης εκτείνεται στα υψόμετρα 65 -120 χλμ., και η θερμόσφαιρα αρχίζει στα 120 χλμ και καταλήγει στο ανώτατο όριο της ατμόσφαιρας (εξώσφαιρας) στα 220 - 350 χλμ.[17] Η εξώσφαιρα είναι το υψόμετρο στο οποίο η ατμόσφαιρα είναι ελεύθερη συγκρούσεων.

Η μεσόσφαιρα της Αφροδίτης διακρίνεται σε δύο στρώματα: το κάτω στα 62-73 χλμ[26] και το άνω στα 73-95 χλμ.[17] Στην κάτω μεσόσφαιρα η θερμοκρασία είναι σχεδόν σταθερή στους 230 K (-43 °C). Αυτό το στρώμα συμπίπτει με το ανώτερο υπόστρωμα της νέφωσης. Στην άνω μεσόσφαιρα η θερμοκρασία αρχίζει να μειώνεται και πέφτει στους 165 K (-108 °C) σε υψόμετρο 95 χλμ., όπου αρχίζει η μεσόπαυση.[17] Είναι η πιο κρύα περιοχή της ατμόσφαιρας στην φωτισμένη από τον ήλιο (ημερινή) πλευρά της Αφροδίτης.[2] Στην ημερινή μεσόπαυση, που χωρίζει τη μεσόσφαιρα από τη θερμόσφαιρα και βρίσκεται στα 95-120 χλμ., η θερμοκρασία αυξάνεται προς σταθερή—περίπου 300-400 K (27-127 °C)—τιμή που επικρατεί στην θερμόσφαιρα.[2] Αντίθετα, στη σκοτεινή πλευρά της Αφροδίτης (νυχτερινή) η θερμόσφαιρα είναι η ψυχρότερη περιοχή του πλανήτη με θερμοκρασία που πέφτει στους 100 K (-173 °C). Ονομάζεται και κρυόσφαιρα.[2]

Τα μοτίβα κυκλοφορίας στην άνω μεσόσφαιρα και τη θερμόσφαιρα της Αφροδίτης διαφέρουν εντελώς από αυτά της κάτω ατμόσφαιρας.[2] Στα υψόμετρα 90-150 χλμ. ο αέρας κινείται από την ημερινή προς τη νυχτερινή πλευρά του πλανήτη, με ανάκαμψη πάνω από το ηλιόλουστο ημισφαίριο και κατωφέρεια πάνω από το σκοτεινό ημισφαίριο. Η κατωφέρεια πάνω από τη νυχτερινή πλευρά προκαλεί αδιαβατική θέρμανση του αέρα, που σχηματίζει ένα ζεστό στρώμα στη νυχτερινή μεσόσφαιρα στα υψόμετρα 90-120 χλμ.[3][2] Η θερμοκρασία αυτού του στρώματος—230 K (-43 °C) είναι πολύ υψηλότερη από την συνήθη θερμοκρασία στη νυχτερινή θερμόσφαιρα—100 K (-173 °C).[2] Ο αέρας που κυκλοφορείται από την ημερινή πλευρά μεταφέρει οξυγονοάτομα, τα οποία κατόπιν ανασυνδυασμού σχηματίζουν διεγερμένα μόρια οξυγόνου σε μακρόβια μονήρη κατάσταση (1Δg), τα οποία στη συνέχεια αποδieγείρονται με εκπομπή υπέρυθρης ακτινοβολίας σε μήκος κύματος 1,27 µm. Αυτή η ακτινοβολία από τα υψόμετρα 90-100 χλμ. παρατηρείται συχνά από διαστημόπλοια και επίγεια.[27] Η νυχτερινή άνω μεσόσφαιρα και η θερμόσφαιρα της Αφροδίτης είναι, επίσης, οι πηγές των εκπομπών από τη μη-τοπική θερμοδυναμική ισορροπία των μορίων CO2 και νιτρικού οξειδίου, που ευθύνονται για τη χαμηλή θερμοκρασία στη νυχτερινή θερμόσφαιρα.[27]

Το όχημα Αφροδίτη Eξπρές έχει δείξει μέσα από την αστρική επιπρόσθηση ότι η ατμοσφαιρική ομίχλη εκτείνεται πολύ μακρύτερα στη νυχτερινή πλευρά από ότι στην ημερινή. Στην ημερινή πλευρά το υπόστρωμα του σύννεφου έχει πάχος 20 χλμ. και εκτείνεται έως τα 65 χλμ., ενώ στη νυχτερινή πλευρά βρίσκεται στη μορφή παχιάς ομίχλης και φτάνει ως τα 90 χλμ—ψηλά στη μεσόσφαιρα, συνεχίζοντας ακόμη ψηλότερα στα 105 χλμ. ως πιο διάφανη ομίχλη.[28] Το 2011, το διαστημικό όχημα ανακάλυψε ότι η Αφροδίτη έχει ένα λεπτό στρώμα όζοντος σε υψόμετρο 100χλμ.[29]

Η Aφροδίτη έχει μια εκτεταμένη ιονόσφαιρα στα υψόμετρα 120-300 χλμ.[17] Η ιονόσφαιρα σχεδόν συμπίπτει με την θερμόσφαιρα. Τα υψηλά επίπεδα ιονισμού διατηρούνται μόνο στην ημερινή πλευρά του πλανήτη. Πάνω από τη νυχτερινή πλευρά η συγκέντρωση των ηλεκτρονίων είναι σχεδόν μηδενική.[17] Η ιονόσφαιρα της Αφροδίτης διακρίνεται σε τρία στρώματα: α1 στα 120 - 130 χλμ., α2 στα 140 - 160 χλμ. και α3 στα 200 - 250 χλμ.[17] Μπορεί να υπάρχει ένα επιπλέον στρώμα κοντά στα 180 χλμ. Η μέγιστη πυκνότητα ηλεκτρονίων (αριθμός των ηλεκτρονίων σε μια μονάδα όγκου) ίση με 3 × 1011 m-3 βρίσκεται στο στρώμα α2 κοντά στο υποηλιακό σημείο.[17] Το ανώτατο όριο της ιονόσφαιρας—η ιονόπαυση βρίσκεται στα υψόμετρο 220-375 χλμ. και χωρίζει το πλάσμα πλανητικής προέλευσης από την προκληθείσα μαγνητόσφαιρα.[30][31] Τα κύρια είδη ιόντων στα στρώματα α1 και α2 είναι O2+ ιόντα, ενώ το στρώμα α3 αποτελείται κύρια από O+ ιόντα.[17] Το ιονοσφαιρικό πλάσμα φαίνεται πως βρίσκεται σε κίνηση· ο ιονισμός από την ηλιακή ακτινοβολία στην ημερινή πλευρά, και ο επανασυνδυασμός των ιόντων στη νυχτερινή πλευρά, είναι οι κύριες διαδικασίες που ευθύνονται για την επιτάχυνση του πλάσματος στις παρατηρούμενες ταχύτητες. Η ροή του πλάσματος φαίνεται πως επαρκεί για τη διατήρηση της νυχτερινής ιονόσφαιρας στο παρατηρούμενο μέσο επίπεδο πυκνότητας ιόντων.[32]

Επαγόμενη μαγνητόσφαιρα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η Aφροδίτη αλληλεπιδρά με τον ηλιακό άνεμο. Απεικονίζονται τα συστατικά της επαγόμενης μαγνητόσφαιρας.

Η Αφροδίτη είναι γνωστό ότι δεν έχει μαγνητικό πεδίο.[30][31] Ο λόγος για την απουσία του δεν είναι καθόλου σαφής, αλλά μπορεί να σχετίζεται με τη μειωμένη ένταση της συναγωγής στον μανδύα της Αφροδίτης. Η Αφροδίτη έχει μία επαγόμενη μαγνητόσφαιρα που σχηματίζεται από μεταφορά του Ηλιακού μαγνητικού πεδίου με τον ηλιακό άνεμο.[30] Η διαδικασία μπορεί να περιγραφεί ως γραμμές πεδίου που τυλίγονται γύρω από ένα εμπόδιο—εδώ η Αφροδίτη. Η επαγόμενη μαγνητόσφαιρα της Αφροδίτης περιλαμβάνει ένα τοξοειδές κρουστικό κύμα, μαγνητοθήκη, μαγνητόπαυση και μαγνητοουρά με το φύλλο ρεύματος.[30][31]

Στο υποπολικό σημείο το τοξοειδές κρουστικό κύμα βρίσκεται στα 1900 χλμ (0,3 RΑ, όπου RΑ είναι η ακτίνα της Αφροδίτης) από την επιφάνεια του πλανήτη. Η απόσταση μετρήθηκε το 2007 περί την ελάχιστη ηλιακή δραστηριότητα.[31] Περί την μέγιστη ηλιακή δραστηριότητα μπορεί να φτάνει αρκετά μακρύτερα από τον πλανήτη.[30] Η μαγνητόπαυση βρίσκεται σε υψόμετρο 300 χλμ.[31] Το ανώτερο όριο της ιονόσφαιρας (ιονόπαυση) βρίσκεται περί τα 250 χλμ. Ανάμεσα στη μαγνητόπαυση και την ιονόπαυση υπάρχει ένα μαγνητικό φράγμα—μια τοπική αύξηση του μαγνητικού πεδίου, που παρεμποδίζει το ηλιακό πλάσμα από το να εισχωρήσει βαθύτερα στην ατμόσφαιρα της Αφροδίτης, τουλάχιστο κοντά στην ελάχιστη ηλιακή δραστηριότητα. Η ένταση του μαγνητικού πεδίου του φράγματος φτάνει μέχρι και τα 40 nT.[31] Η μαγνητοουρά συνεχίζεται σε απόσταση έως και δεκαπλάσια της ακτίνας του πλανήτη. Πρόκειται για το πιο ενεργό μέρος της μαγνητόσφαιρας όπου παρουσιάζονται φαινόμενα επανασυνδυασμού και επιτάχυνσης σωματιδίων. Οι ενέργειες των ηλεκτρονίων και των ιόντων στη μαγνητοουρά είναι περίπου 100 eV και 1000 eV αντίστοιχα.[33]

Λόγω της έλλειψης εγγενούς μαγνητικού πεδίου στην Αφροδίτη, ο ηλιακός άνεμος διεισδύει σχετικά βαθιά μέσα στην πλανητική εξώσφαιρα και προκαλεί σημαντική απώλεια ατμόσφαιρας,[34] που πραγματοποιείται κύρια μέσω της μαγνητοουράς. Επί του παρόντος οι κύριοι τύποι ιόντων τύποι που χάνονται είναι O+, H+ και+. Η αναλογία των απωλειών υδρογόνου προς τις απώλειες οξυγόνου είναι γύρω στο 2 (δηλαδή σχεδόν στοιχειομετρική) που ισοδυναμεί με απώλεια νερού σε διαρκή εξέλιξη.[33]

Σύννεφα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Τα σύννεφα της Αφροδίτης είναι πυκνά και αποτελούνται κυρίως (75-96%) από σταγονίδια θειικού οξέος.[35] Σκιάζουν την επιφάνεια του πλανήτη στην οπτική απεικόνιση, και αντανακλούν το 75%[36] του ηλιακού φωτός που πέφτει πάνω τους.[1] Η γεωμετρική λευκαύγεια, ένα κοινό μέτρο της ανακλαστικότητας, είναι το υψηλότερο από τους πλανήτες του Ηλιακού Συστήματος. Η μεγάλη ανακλαστικότητα δυνητικά εξασφαλίζει σε κάθε διαστημικό όχημα που ταξιδεύει στην κορυφή του σύννεφου επαρκή ηλιακή ενέργεια ώστε τα ηλιακά κύτταρα να μπορούν να τοποθετηθούν οπουδήποτε στο όχημα.[37] Η πυκνότητα των νεφών είναι εξαιρετικά μεταβλητή με το πυκνότερο στρώμα στα 48,5 χλμ. να φτάνει το 0,1 g/m3 , παρόμοια με τους χαμηλότερους σωρειτομελανίτες στη Γη.[38]

Φωτογραφία που λήφθηκε από το μη επανδρωμένο διαστημικό όχημα Γαλιλαίος καθ ' οδόν προς το Δία , το 1990 που πέταξε κοντά σητν Αφροδίτη. Νεφώδεις δομές μικρότερης κλίμακας έχουν τονιστεί και προστέθηκε μια γαλαζωπή απόχρωση για να φαίνεται ότι η λήψη έγινε μέ υπεριώδες φίλτρο.

Το θειικό οξύ παράγεται στην ανώτερη ατμόσφαιρα από τη φωτοχημική επίδραση του Ήλιου σε διοξείδιο του άνθρακα, διοξείδιο του θείου και υδρατμούς.[39] Τα υπεριώδη φωτόνια των μηκών κύματος <169 nm μπορεί να προκαλέσουν φωτοδιάσπαση του διοξειδίου του άνθρακα προς μονοξείδιο του άνθρακα και ατομικό οξυγόνο. Το ατομικό οξυγόνο είναι εξαιρετικά αντιδραστικό, και από την αντίδραση του με διοξείδιο του θείου, ένα ιχνοστοιχείο της ατμόσφαιρας, παράγεται τριοξείδιο του θείου, το οποίο μπορεί να συνδυαστεί με υδρατμούς, ένα άλλο ιχνοστοιχείο της ατμόσφαιρας, προς παραγωγή θειικού οξέος.[40]

CO2CO + O
SO2 + OSO3
2SO3 + 4H2O → 2H2SO4·H2O

Στο επίπεδο της επιφάνειας η υγρασία είναι λιγότερη από 0,1%.[41] Η βροχή θειϊκού οξέος δεν φτάνει ποτέ στο έδαφος της Αφροδίτης επειδή εξατμίζεται από τη θερμότητα προτού φτάσει.[42] Θεωρητικά, η πρώιμη ηφαιστειακή δραστηριότητα απελευθέρωσε θείο στην ατμόσφαιρα και οι υψηλές θερμοκρασίες το εμπόδισαν από το να παγιδευτεί σε στερεά συστατικά της επιφάνειας όπως έγινε στη Γη.[43]

Αστραπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Τα σύννεφα της Αφροδίτης ίσως μπορούν να παράγουν αστραπές[44], και τα Σοβιετικά τροχιακά οχήματα Βενέρα 9 και 10 συνέλεξαν οπτικά και ηλεκτρομαγνητικά στοιχεία αστραπών [45][46]. Το 2007 το Αφροδίτη Εξπρές της Ευρωπαϊκής Υπηρεσίας Διαστήματος εντόπισε κύματα γουίστλερ που αποδόθηκαν σε αστραπές[47][48]. Η διαλείπουσα μορφή τους φαίνεται να συσχετίζεται με τις καιρικές συνθήκες, και ο ρυθμός εμφάνισης αστραπών είναι τουλάχιστον μισός από της Γης.[44]

Ο μηχανισμός που παράγει τις αστραπές στην Αφροδίτη παραμένει άγνωστος. Ενώ το σύννεφο από σταγονίδια θειικού οξέος μπορεί να φορτιστεί, η ατμόσφαιρα ίσως είναι πολύ αγώγιμη ηλεκτρικά οπότε η διατήρηση του φορτίου δυσχεραίνεται και εμποδίζεται η αστραπή[49]. Οι έρευνες για τις αστραπές βρίσκονται σε εξέλιξη, όπως και για τις ηφαιστειακές αστραπές και τα sprite.[50].

Καθ ' όλη τη δεκαετία του 1980, υπήρχε η εντύπωση ότι οι λάμψεις στη νυχτερινή πλευρά ("κάτωχρη λάμψη") της Αφροδίτης οφείλονται σε αστραπές.[51]

Αναφορές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. 1,00 1,01 1,02 1,03 1,04 1,05 1,06 1,07 1,08 1,09 1,10 Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. (2003). «The surface of Venus». Rep. Prog. Phys. 66 (10): 1699–1734. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04. Bibcode2003RPPh...66.1699B. 
  2. 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 2,10 2,11 Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; Villard, E.; Fedorova, A.; Fussen, D.; Quémerais, E.; Belyaev, D. και άλλοι. (2007). «A warm layer in Venus' cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO». Nature 450 (7170): 646–649. doi:10.1038/nature05974. PMID 18046397. Bibcode2007Natur.450..646B. 
  3. 3,00 3,01 3,02 3,03 3,04 3,05 3,06 3,07 3,08 3,09 3,10 3,11 3,12 3,13 3,14 3,15 3,16 3,17 3,18 Svedhem, Hakan; Titov, Dmitry V.; Taylor, Fredric V.; Witasse, Oliver (2007). «Venus as a more Earth-like planet». Nature 450 (7170): 629–632. doi:10.1038/nature06432. PMID 18046393. Bibcode2007Natur.450..629S. 
  4. Normile, Dennis (2010). «Mission to probe Venus's curious winds and test solar sail for propulsion». Science 328 (5979): 677. doi:10.1126/science.328.5979.677-a. PMID 20448159. Bibcode2010Sci...328..677N. 
  5. DK Χώρο Εγκυκλοπαίδεια: Ατμόσφαιρα της Αφροδίτης , σελ 58.
  6. 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 6,5 6,6 6,7 6,8 6,9 Piccioni, G.; Drossart, P.; Sanchez-Lavega, A.; Hueso, R.; Taylor, F. W.; Wilson, C. F.; Grassi, D.; Zasova, L. και άλλοι. (2007). «South-polar features on Venus similar to those near the north pole». Nature 450 (7170): 637–640. doi:10.1038/nature06209. PMID 18046395. Bibcode2007Natur.450..637P. https://zenodo.org/record/1064102. 
  7. Kasting, J.F. (1988). «Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus». Icarus 74 (3): 472–494. doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9. PMID 11538226. Bibcode1988Icar...74..472K. 
  8. «How Hot is Venus?». May 2006. 
  9. Landis, Geoffrey A. (2003). «Colonization of Venus». AIP Conf. Proc. 654 (1): 1193–1198. doi:10.1063/1.1541418. Bibcode2003AIPC..654.1193L. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2012-07-11. https://archive.is/20120711103532/http://link.aip.org/link/?APCPCS/654/1193/1. 
  10. «When A Planet Behaves Like A Comet». ESA. January 29, 2013. Ανακτήθηκε στις 2013-01-31. 
  11. Kramer, Miriam (January 30, 2013). «Venus Can Have 'Comet-Like' Atmosphere». Space.com. Ανακτήθηκε στις 2013-01-31. 
  12. Shiltsev, Vladimir (March 2014). «The 1761 Discovery of Venus' Atmosphere: Lomonosov and Others». Journal of Astronomical History and Heritage 17 (1): 85–112. Bibcode2014JAHH...17...85S. 
  13. Taylor, Fredric W. (2014). «Venus: Atmosphere». Στο: Tilman, Spohn, επιμ. Encyclopedia of the Solar System (3rd έκδοση). Oxford: Elsevier Science & Technology. ISBN 9780124158450. http://literati.credoreference.com/content/entry/estsolar/venus_atmosphere/0. Ανακτήθηκε στις 12 January 2016. 
  14. 14,0 14,1 «Clouds and atmosphere of Venus». Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2011-07-21. Ανακτήθηκε στις 2008-01-22. 
  15. Lovelock, James (1979). Gaia: A New Look at Life on Earth. Oxford University Press. ISBN 0-19-286218-9. 
  16. 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: 57–65. doi:10.1016/j.icarus.2013.02.010. Bibcode2013Icar..224...57K. 
  17. 17,0 17,1 17,2 17,3 17,4 17,5 17,6 17,7 17,8 Patzold, M.; Hausler, B.; Bird, M.K.; Tellmann, S.; Mattei, R.; Asmar, S. W.; Dehant, V.; Eidel, W. και άλλοι. (2007). «The structure of Venus' middle atmosphere and ionosphere». Nature 450 (7170): 657–660. doi:10.1038/nature06239. PMID 18046400. Bibcode2007Natur.450..657P. 
  18. Fegley, B. (1997). Geochemistry of Surface-Atmosphere Interactions on Venus (Venus II: Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment). University of Arizona Press. ISBN 0-8165-1830-0. 
  19. Blumenthal, Kay, Palen, Smith (2012). Understanding Our Universe. New York: W.W. Norton & Company, σελ. 167. ISBN 9780393912104. 
  20. 20,0 20,1 20,2 20,3 20,4 20,5 20,6 Markiewicz, W.J.; Titov, D.V.; Limaye, S.S.; Keller, H. U.; Ignatiev, N.; Jaumann, R.; Thomas, N.; Michalik, H. και άλλοι. (2007). «Morphology and dynamics of the upper cloud layer of Venus». Nature 450 (7170): 633–636. doi:10.1038/nature06320. PMID 18046394. Bibcode2007Natur.450..633M. 
  21. . 
  22. Moshkin, B.E.; Ekonomov, A.P.; Golovin, Iu.M. (1979). «Dust on the surface of Venus». Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research) 17: 280–285. Bibcode1979KosIs..17..280M. 
  23. 23,0 23,1 «Double vortex at Venus South Pole unveiled!». European Space Agency. 2006-06-27. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 7 January 2008. Ανακτήθηκε στις 2008-01-17. 
  24. Lakdawalla, Emily (2006-04-14). «First Venus Express VIRTIS Images Peel Away the Planet's Clouds». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 22 December 2007. Ανακτήθηκε στις 2008-01-17. 
  25. «Venus: Jet-setting atmosphere». Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA). 5 September 2017. Ανακτήθηκε στις 2017-09-26. 
  26. Αυτό το πάχος αντιστοιχούν σε πολικά γεωγραφικά πλάτη. Έχει μικρότερο πλάτος κοντά στον ισημερινό—65–67 χλμ.
  27. 27,0 27,1 Drossart, P.; Piccioni, G.; Gerard, G.C.; Lopez-Valverde, M. A.; Sanchez-Lavega, A.; Zasova, L.; Hueso, R.; Taylor, F. W. και άλλοι. (2007). «A dynamic upper atmosphere of Venus as revealed by VIRTIS on Venus Express». Nature 450 (7170): 641–645. doi:10.1038/nature06140. PMID 18046396. Bibcode2007Natur.450..641D. 
  28. «Flying over the cloudy world – science updates from Venus Express». Venus Today. 2006-07-12. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2007-09-28. Ανακτήθηκε στις 2007-01-17. 
  29. Carpenter, Jennifer (7 October 2011). «Venus springs ozone layer surprise». BBC. https://www.bbc.co.uk/news/science-environment-15203281. Ανακτήθηκε στις 2011-10-08. 
  30. 30,0 30,1 30,2 30,3 30,4 Russell, C.T. (1993). «Planetary Magnetospheres». Rep. Prog. Phys. 56 (6): 687–732. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001. Bibcode1993RPPh...56..687R. 
  31. 31,0 31,1 31,2 31,3 31,4 31,5 Zhang, T.L.; Delva, M.; Baumjohann, W.; Auster, H.-U.; Carr, C.; Russell, C. T.; Barabash, S.; Balikhin, M. και άλλοι. (2007). «Little or no solar wind enters Venus' atmosphere at solar minimum». Nature 450 (7170): 654–656. doi:10.1038/nature06026. PMID 18046399. Bibcode2007Natur.450..654Z. 
  32. Whitten, R. C.; McCormick, P. T.; Merritt, David; Thompson, K. W.; Brynsvold, R.R.; Eich, C.J.; Knudsen, W.C.; Miller, K.L. (November 1984). «Dynamics of the Venus ionosphere: A two-dimensional model study». Icarus 60 (2): 317–326. doi:10.1016/0019-1035(84)90192-1. Bibcode1984Icar...60..317W. 
  33. 33,0 33,1 Barabash, S.; Fedorov, A.; Sauvaud, J.J.; Lundin, R.; Russell, C. T.; Futaana, Y.; Zhang, T. L.; Andersson, H. και άλλοι. (2007). «The loss of ions from Venus through the plasma wake». Nature 450 (7170): 650–653. doi:10.1038/nature06434. PMID 18046398. Bibcode2007Natur.450..650B. 
  34. Wilson, C.F. «Beyond sulphuric acid - what else is in the clouds of Venus?» (PDF). Venus Exploration Targets Workshop ( 2014 ). Ανακτήθηκε στις 21 September 2017. 
  35. Αυτή είναι η σφαιρική albedo. Τα γεωμετρικά albedo είναι 85%.
  36. Landis, Geoffrey A. (2001). «Exploring Venus by Solar Airplane». AIP Conference Proceedings (American Institute of Physics) 522: 16–18. doi:10.1063/1.1357898. Bibcode2001AIPC..552...16L. 
  37. Lee, Yeon Joo (2012). «Venus Cloud Structure and Radiative Energy Balance of the Mesosphere» (PDF). σελ. 14. 
  38. «VenusExpress: Acid clouds and lightning». European Space Agency (ESA). Ανακτήθηκε στις 2016-09-08. 
  39. Krasnopolsky, V. A.; Parshev, V. A. (1981). «Chemical composition of the atmosphere of Venus». Nature 292 (5824): 610–613. doi:10.1038/292610a0. Bibcode1981Natur.292..610K. 
  40. Koehler, H. W. (1982). «Results of the Venus sondes Venera 13 and 14». Sterne und Weltraum 21: 282. Bibcode1982S&W....21..282K. 
  41. «Planet Venus: Earth's 'evil twin'». BBC News. 7 November 2005. http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4335628.stm. 
  42. «The Environment of Venus». hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. Ανακτήθηκε στις 2014-04-06. 
  43. 44,0 44,1 Russell, C.T.; Zhang, T.L.; Delva, M.; Magnes, W.; Strangeway, R. J.; Wei, H. Y. (2007). «Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere». Nature 450 (7170): 661–662. doi:10.1038/nature05930. PMID 18046401. Bibcode2007Natur.450..661R. 
  44. Russell, C. T.; Phillips, J. L. (1990). «The Ashen Light». Advances in Space Research 10 (5): 137–141. doi:10.1016/0273-1177(90)90174-X. Bibcode1990AdSpR..10..137R. http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/ashen/. 
  45. V. A. Krasnopol'skii, Αστραπή στην Αφροδίτη, σύμφωνα με πληροφορίες που λαμβάνονται από τους δορυφόρους Venera 9 και 10. Kosmich. Issled. 18, 429-434 (1980).
  46. Russell, C. T.; Zhang, T. L.; Delva, M.; Magnes, W.; Strangeway, R. J.; Wei, H. Y. (29 November 2007). «Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere». Nature 450 (7170): 661–662. doi:10.1038/nature05930. PMID 18046401. Bibcode2007Natur.450..661R. http://aten.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/lightning_venus_whistler-mode_waves.pdf. 
  47. «Venus also zapped by lightning». CNN. 29 November 2007. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 30 November 2007. https://web.archive.org/web/20071130201237/http://www.cnn.com/2007/TECH/space/11/28/venus.lightning.ap/index.html. Ανακτήθηκε στις 2007-11-29. 
  48. Michael, Marykutty; Tripathi, Sachchida Nand; Borucki, W. J.; Whitten, R. C. (2009-04-17). «Highly charged cloud particles in the atmosphere of Venus» (στα αγγλικά). Journal of Geophysical Research 114 (E4). doi:10.1029/2008je003258. ISSN 0148-0227. https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1029/2008JE003258. 
  49. Lorenz, Ralph D. (2018-06-20). «Lightning detection on Venus: a critical review» (στα αγγλικά). Progress in Earth and Planetary Science 5 (1). doi:10.1186/s40645-018-0181-x. ISSN 2197-4284. https://progearthplanetsci.springeropen.com/articles/10.1186/s40645-018-0181-x. 
  50. Ksanfomaliti, L. V. (20 March 1980). «Discovery of frequent lightning discharges in clouds on Venus». Nature 284 (5753): 244–246. doi:10.1038/284244a0. Bibcode1980Natur.284..244K.