[go: up one dir, main page]
Pereiti prie turinio

Veneros atmosfera

Straipsnis iš Vikipedijos, laisvosios enciklopedijos.
Veneros atmosferos debesų struktūra 1979 m.

Veneros atmosfera buvo atrasta 1761 Michailo Lomonosovo.[1] Iš kitų Žemės grupės planetų atmosferų, ji išsiskiria dideliu tankiu, ir kaitra. Ties paviršiumi temperatūra siekia 740 K, o slėgis 93×105 Pa.[2] Debesys Veneros atmosferoje sudaryti iš sieros rūgšties. Jie neskaidrūs optinio diapazono spinduliams, todėl informacija apie planetos paviršių gauta naudojant radijo bangas.[2] Pagrindinės dujos sudarančios atmosferą yra anglies dvideginis ir azotas. Kitų cheminių junginių yra labai nedaug.[2]

Veneros atmosferoje vyksta stipri cirkuliacija[3]. Visa atmosfera apsisuka apie planetą per keturias Žemės dienas, tai žymiai trumpesnis laiko tarpas nei Veneros žvaigždinės paros trukmė kuri tęsiasi 243 Žemės paras. Vėjų, sukeliančių tokį greitą atmosferos sukimąsi, greitis gali siekti 100 m/s.[3] Ties poliais susidaro struktūros panašios į anticiklonus vadinamos poliariniais sūkuriais. Kiekvienas sūkurys turi du centrus ir pasižymi būdingu S formos debesų išsidėstymu.[4]

Priešingai negu Žemė, Venera magnetinio lauko neturi. Jos atmosferą nuo išorinio kosmoso ir Saulės vėjo atskiria jonosfera. Šis jonizuotas sluoksnis atriboja Saulės magnetinį lauką ir suteikia Venerai savitą magnetinę aplinką, kuri vadinama Veneros indukuotąja magnetosfera. Lengvesnės dujos, įskaitant vandenį, yra nuolatos nupučiamos Saulės vėjo per indukuotąją magnetinę uodegą.[3] Manoma, kad senovėje Veneros atmosfera buvo panašesnė į Žemės, ant planetos paviršiaus galėjo egzistuoti skystas vanduo. Stiprėjantį šiltnamio efektą galėjo sukelti paviršinio vandens išgaravimas, ir po to padidėjęs šiltnamio dujų lygis atmosferoje.[5]

Nepaisant atšiaurių sąlygų ties Veneros paviršiumi, atmosferos slėgis ir temperatūra maždaug nuo 50 iki 60 km aukštyje yra beveik tokie patys, kaip Žemėje. Žemei artimesnių sąlygų nei tos kurios egzistuoja viršutinėje Veneros atmosferoje saulės sistemoje nėra. Dėl slėgio ir temperatūros panašumų, bei fakto, kad kvėpavimui tinkamas oras (21 % deguonies, 78 % azoto) yra keliančios dujos Veneroje (Žemės atmosferoj tokios keliančios dujos yra helis) buvo pasiūlyta, kad viršutiniai atmosferos sluoksniai yra tinkama vieta Veneros tyrinėjimams ir kolonizavimui.[6]

Struktūra ir sudėtis

[redaguoti | redaguoti vikitekstą]

Sudėtis

[redaguoti | redaguoti vikitekstą]

Veneros atmosferoje daugiausia yra anglies dioksido taip pat aptinkama azoto bei labai nedideli kiekiai kitų elementų. Azoto kiekis atmosferoje lyginant su anglies dvideginio kiekiu yra mažas, tačiau, kadangi Veneros atmosfera yra daug tankesnė nei Žemės, bendras azoto kiekis joje yra maždaug 4 kartus didesnis negu Žemės atmosferoje, kurioje azotas sudaro net 78 %.[7][2]

Atmosferoje aptinkama nedideli kiekiai įvairių kitų junginių. Tarp jų vandenilio chloridas (HCl), vandenilio fluoridas (HF), anglies monoksidas, vandens garai, molekulinis deguonis.[3][8] Pagal teorijas, daug vandenilio planeta prarado kosmose,[9] likęs susijungė į sieros rūgštį ((H2SO4)) ir vandenilio sulfidą. Dėl šių priežasčių, atmosferoje vandenilio liko nedaug. Nemažą vandenilio kiekio praradimą rodo didelis deuterio ir vandenilio santykis atmosferoje.[3] Šis santykis siekia 0,025. Palyginimui Žemės atveju jis yra lygus tik 1,6×10−4.[8] Be to Veneros atmosferos viršutiniuose sluoksniuose deuterio ir vandenilio santykis yra 1,5 karto didesnis nei likusioj atmosferos dalyje.[8]

Troposfera

[redaguoti | redaguoti vikitekstą]

Atmosfera dalijama į kelis sluoksnius pagal jų aukščius. Tankiausia atmosferos dalis Troposfera prasideda ties paviršiumi ir tęsiasi aukštyn 65 km. Ties paviršiumi vėjų greitis nedidelis, temperatūra aukšta.[2]. Tačiau troposferos viršutinėje dalyje, temperatūra ir slėgis panašus kaip Žemėje, o debesys pasiekia 100 m/s greitį.[10][3]

Paviršinis Veneros atmosferos slėgis yra milžiniškas: maždaug 92 kartus didesnis nei slėgis Žemės paviršiuje. Vandenynuose toks slėgis būna 910 metrų gylyje. Veneros atmosferos masė 4,8×1020 kg. Tai lygu maždaug 93 Žemės atmosferos masėms.[2] Slėgis Veneros paviršiuje yra toks didelis, kad anglies dioksidas yra nebe dujos o superkritinis skystis. Oro tankis ties paviršiumi yra 67 kg/m³, tai sudaro 6.5% skysto vandens Žemėje tankio.[2]

Didelis CO2 kiekis, vandens garai ir sieros dioksidas sukuria stiprų šiltnamio efektą, neleidžiantį Saulės energijai ištrūkti atgal į kosmosą, ir pakeliantį paviršiaus temperatūrą maždaug iki 720 K. Tai didžiausia temperatūra tarp visų Saulės sistemos planetų. Net Merkurijuje, kuris yra arčiau Saulės ir gauna daugiau jos energijos, temperatūra yra žemesnė.[7] Vidutinė paviršiaus temperatūra yra aukštesnė nei reikalinga išlydyti švinui (600 K), alavui (505 K), cinkui (693 K). Stora Veneros atmosfera sušvelnina temperatūros svyravimus planetoje. Venera apie savo ašį sukasi lėtai todėl saulinė para planetoje yra labai ilga ir tęsiasi 116,5 Žemės parų. Tačiau temperatūra dienai keičiant naktį, svyruoja nedaug.[2]

99% Veneros atmosferos masės sudaro troposfera. Net 90% Veneros atmosferos sutelpa į 28 km sluoksnį virš paviršiaus, tačiau kadangi Veneros atmosferos masė yra labai didelė, jos slėgis su slėgiu Žemės paviršiuje susilygina tik 50 km aukštyje. Veneros atmosfera yra santykinai tanki dideliuose aukščiuose, priešingai negu Žemės atmosfera, kurios 90% susikaupę iki 10 km virš paviršiaus.[11] Naktinėje Veneros pusėje aptinkami debesys esantys 80 km aukštyje.[12]

Labiausiai į Žemės panaši troposferos dalis yra netoli tropopauzės – ribos tarp troposferos ir mezosferos. Ji yra truputį aukščiau 50 km nuo paviršiaus.[10] Pagal Magellan ir Venus Express matavimus, zonos nuo 52,5 iki 54 km temperatūra yra tarp 293 K ir 310 K, o ties 49,5 km virš paviršiaus, slėgis pasidaro toks pat, kaip Žemėje ties jūros lygiu.[10][13] Ateityje pilotuojamiems kosminiams laivams pasiekus Venerą, zona tarp 50 ir 54 km būtu tinkamiausia Veneros stebėjimų bazei įkurti. Temperatūra čia tokia, kad gali egzistuoti skystas vanduo, o atmsoferos slėgis toks pat, kaip gyvenamuose Žemės regionuose.[14][6]

Cirkuliacija

[redaguoti | redaguoti vikitekstą]

Veneros atmosferos cirkuliacija atitinka taip vadinama ciklotropine aproksimaciją.[3] Jos vėjų greitį apytiksliai nusako slėgio gradiento ir išcentrinės jėgos balansas. Šiė vėjai yra beveik visiškai zoniniai. Tiesiogiai vėjų greitis gali būti išmatuotas tik viršutinėje troposferoje (tropopauzėje) maždaug 60-70 km aukštyje. Tokiame auštyje yra viršutinis debesų sluoksnis.[15] Debesų judėjimas dažniausiai yra tiriamas ultravioletinėje spektro srityje, kurioje debesys yra kontrastingiausi.[15] Linijinis vėjo greitis šių debesų aukštyje, platumose žemesnėse kaip 50°, siekia 100±10 m/s. Vėjai pučia atgalinio planetos sukimosi kryptimi.[15] Aukštesnėse platuomse vėjų greitis staigiai mažėja ir pasiekia 0 ties poliais. Tokie stiprūs viršutinių debesų lygyje pučiantys vėjai yra reiškinio, vadinamo atmosferos super-sukimasis, priežastis.[3] Kitaip tariant, šie vėjai apskrieja apie planetą greičiau, nei Venera apsisuka.[14] Veneros atmosferos super-sukimasis yra diferencinis. Tai reiškia, kad troposfera ties pusiauju sukasi lėčiau, nei troposfera virš vidutinių platumų.[15] Be to vėjo greitis dar priklauso ir nuo aukščio. Einant gilyn į troposferą, jis krinta maždaug 3 m/s kas kilometrą.[3] Ties Veneros paviršiumi vėjų greičiai tesiekia kelis kilometrus per valandą (vidutiniškai nuo 0,3 iki 1 m/s) ir yra daug lėtesni nei vėjai ties Žemės paviršiumi, tačiau dėl didelio atmosferos tankio, šio greičio pakanka paviršiumi pernešti dulkes ir mažus akmenėlius. Šis procesas primena lėtai tekančią vandens srovę.[2][16]

Visi Veneros vėjai yra varomi konvekcijos.[3] Ties pusiauju Saulės įkaitintas karštas oras kyla aukštyn ir slenka link planetos polių. Toks beveik visą planetą apimantis troposferos judėjimas vadinamas Hadlio cirkuliacija.[3] Vis dėlto oro judėjimas išilgai dienovidinių yra daug lėtesnis, nei zoniniai vėjai. Ties ±60°platuma oras pradeda leistis ir grįžta prie pusiaujo žemiau debesų lygio. Tokia interpretacija yra paremta anglies monoksido pasiskirstymo tyrimais. Nustatyta, kad didžiausia jo koncentracija yra apie ±60° platuma.[3] Ties 60°-70° laipsnių platumas egzistuoja vėsesnės polinės apykaklės.[4][3] Jų temperatūra yra maždaug 20-30 K mažesnė nei aplinkinių platumų viršutinės troposferos temperatūra.[4] Šio temperatūros sumažėjimo priežastis greičiausiai yra adiabatinis dujų atvėsimas atsiradęs dėl oro leidimosi.[4] Tokią interpretaciją paremia faktas, jog apykaklėse esantys debesys yra tankesni, be to jie kybo 70-72 km aukštyje, tai yra maždaug 5 km aukščiau, nei debesys esantys žemesnėse platumose ir ties planetos poliais.[3] Manoma, kad tarp vėsių apykaklių ir vėjų dideliais greičiais pučiančių vidutinėse platumose gali egzistuoti ryšys. Tokie vėjai išplaukia iš Hadley tipo cirkuliacijos, ir turėtų egzistuoti tarp 55 ir 60° platumų.[15]

Ties ašigaliais, supamos vėsių polinių apykaklių egzistuoja struktūros vadinamos poliariniais sūkuriais.[3] Šios struktūros, tai milžiniškos uraganinės audros keturis kartus didesnės, nei žemiškieji jų atitikmenys. Kiekvienas sukurys turi dvi „akis“ – sukimosi centrus, kurie sujungti išsiskiriančia S – formos debesų struktūra. Tokios dviejų akių struktūros taip pat vadinamos poliariniais dipoliais.[4] Sūkuriai sukasi maždaug trijų dienų periodu, tokia pat kryptimi, kaip ir visa atmosfera.[4] Linijinis vėjo greitis ties jų išoriniais kraštais siekia 35–50 m/s, o ties poliais nukrenta iki 0.[4] Poliniuose sūkuriuose esančių debesų paviršiuje temperatūra siekia 250 K ir yra daug aukštesnė nei greta esančių polinių apykaklių.[4] Manoma, kad poliniai sūkuriai yra anticiklonai kurių centre dujos leidžiasi žemyn, o polinėse apykaklėse dujos kyla aukštyn.[3] Panaši cirkuliacija vyksta žiemos poliariniuose anticikloniniuose sūkuriuose Žemėje ypač ties Antarktida. Tyrinėjimai atlikti infraraudonųjų spindulių diapazonuose, kuriems laidi atmosfera rodo, kad ties poliais vykstanti anticikloninė cirkuliacija, gali prasiskverbti iki 50 km aukščio tai yra maždaug iki apatinės debesų dalies.[4] Viršutinė poliarinė troposfera ir mezosfera yra labai dinamiška. Dideli šviesūs debesys čia gali atsirasti ir išnykti kelių valandų laikotarpyje. Vienas toks įvykis buvo stebėtas kosminio aparato venus Express tarp 2007 m. sausio 9 d. ir 13. Tuo laikotarpiu, pietų poliarinis regionas pašviesėjo 30%.[15] Šį įvykį greičiausiai sukėlė sieros dioksido patekimas į mezosferą. Mezosferoje šis cheminis junginys galėjo kondensuotis į šviesų rūką.[15] Dviejų akių susidarymas sukūryje dar nepaaiškintas.[17]

Viršutinė atmosfera ir jonosfera

[redaguoti | redaguoti vikitekstą]

Veneros mezosfera tęsiasi nuo 65 km iki 120 km aukščio. Maždaug ties 120 km prasiseda termosfera, kuri ties maždaug 220–350 km pereina į egzosferą.[10] Egzosfera prasideda tokiame aukštyje, kuriame atmosferą sudarančios dalelės juda be susidūrimų.

Veneros atmosfera gali būti padalinta į du sluoksnius: žemesnį kuris tęsiasi nuo 62 iki 73 km, ir aukštesnį, kuris tęsiasi nuo 73–95 km.[10] Pirmajame sluoksnyje temperatūra yra beveik pastovi ir lygi 230 K. Šis sluoksnis sutampa su debesų viršūnėmis. Antrajame sluoksnyje temperatūra vėl pradeda žemėti ir 95 km aukštyje pasiekia 165 K. Aukščiau prasideda mezopauzė.[10] Mezopauzė yra riba tarp mezosferos ir termosferos ji tęsiasi nuo 95 iki 120 km aukščio. Mezopauzės apačia yra šalčiausia dieninės Veneros atmosferos pusės dalis.[8] Kylant mezopauze aukštyn temperatūra išauga iki maždaug pastovios, termosferoje vyraujančios 300–400 K, reikšmės.[8] Naktinės Veneros pusės termosfera yra daug šaltesnė nei dieninės pusės. Čia temperatūra nukrinta iki 100 K. Dėl žemos temperatūros kartais ši atmosferos dalis vadinama kriosfera.[8]

Cirkuliacija, vykstanti viršutinėje mezosferoje ir termosferoje, visiškai kitokia nei apatinės atmosferos dalies cirkuliacija.[8] 90 – 150 km aukštyje dujos juda iš dieninės į naktinę Veneros pusę. Auštyn oro srautas sukasi ties apšviesta planetos puse, o žemyn – ties tamsiąja puse. Sukimasis žemyn ties naktine puse sukelia adiabatinį oro įšilimą, dėl kurio 90-120 km aukštyje susiformuoja šiltas mezosferos sluoksnis.[8] Šio sluoksnio temperatūra siekia 230 K ir yra daug aukštesnė nei tipinė naktinės termosferos pusės temperatūra kuri siekia vos 100 K.[8] Oras, atslenkantis iš dieninės planetos pusės, taip pat atneša deguonies atomų. Šie atomai po rekombinacijos suformuoja sužadintas deguonies molekules. Šios molekulės yra ilgai gyvuojančioje singleto būsenoje. Relaksacijos iš šios būsenos metu yra spinduliuojama 1,27 μm bangos ilgio infraraudonieji spinduliai. Relaksacijos procesas vyksta 90 – 100 km aukštyje virš naktinės Veneros pusės ir dažnai stebimas iš Žemės, bei kosminių aparatų.[18] Viršutinė mezosfera ir termosfera esanti virš naktinės planetos pusės taip yra CO2 ir NO molekulių nelokalios termodinaminės pusiausvyros emisijos šaltinis.[18]

Kosminis laivas Venus Express stebėdamas kaip Venera uždengia žvaigždę parodė, kad atmosferinis rūkas virš naktinės pusės tęsiasi daug aukščiau nei virš dieninės. Virš dieninės pusės debesų sluoksnio storis siekia 20 km, ir tęsiasi maždaug iki 65 km aukščio, tuo tarpu virš naktinės pusės debesys pasiekia mezosferą. 90 km aukštyje dar aptinkamas tirštas rūkas, kuris retėdamas tęsiasi iki 105 km aukščio.[12]

Veneros jonosfera yra 120–300 km aukštyje.[10] Jonosfera beveik sutampa su termosfera. Didelis jonizacijos lygis Veneros jonosferoje yra tik virš dieninės planetos pusės. Virš tamsiosios pusės elektronų jonosferoje beveik nėra.[10] Veneros jonosferą sudaro trys sluoksniai: pirmas tarp 120 ir 130 km virš paviršiaus, antras tarp 140 ir 160 km, trečias tarp 200 ir 250 km.[10] Ties 180 km gali būti papildomas sluoksnis. Didžiausias elektronų tankis tūrio vienete yra antrajame jonosferos sluoksnyje.[10] Viršutinė jonosferos riba – jonopauzė yra 220–375 km aukštyje. Jonopauzė atskiria tarpplanetinės kilmės plazmą nuo jonosferos plazmą.[19][20] Pirmą ir antrą jonosferos sluoksnius daugiausia sudaro O2+ jonai, trečiame labiausiai paplitę O2 jonai.[10]

Debesys

[redaguoti | redaguoti vikitekstą]

Veneros atmosferoje nuolatos stebimi tankūs debesys. Šie debesys sudaryti iš sieros dioksido ir sieros rūgšties lašelių.[21] Debesys atspindi 75 %[22] į juos krintančios Saulės šviesos. Dėl šių gerai spinduliuotę atspindinčių debesų, neįmanoma įžiūrėti planetos paviršiaus. Nuo debesų atsispindėjusi šviesa tokia stipri, kad kosminių aparatų saulės baterijos nukreiptos į debesis veikia beveik taip pat efektyviai, kaip ir nukreiptos į Saulę.[23]

Dėl tankių debesų, gerai Saulės šviesą atspindinčių debesų, tik nedidelis Saulės šviesos kiekis pasiekia paviršių, todėl jo apšviestumas yra apie 5000–10000 liuksų, o matomumas siekia tris kilometrus. Bendras Veneros paviršių pasiekiantis Saulės energijos kiekis yra mažesnis nei pasiekiantis Žemės paviršių. Oro drėgmė čia vos siekia 0,1 % .[24].

Fotocheminių reakcijų metu, viršutiniuose Veneros atmosferos sluoksniuose gaminasi sieros rūgtšis. Mažesnio nei 169 nm bangos ilgio fotonai, suardo anglies dioksido molekulę į anglies monoksidą ir atominį deguonį. Labai aktyvus atominis deguonis reaguoja su sieros dioksidu. Susidaro sieros trioksidas. Šis junginys jungiasi su vandens molekule. Susidaro siera.

Lietus krentantis iš šių debesų paviršiaus nepasiekia. Dėl didelės temperatūros lašeliai pereina į dujinę būsena daug anksčiau.[25]

Veneros debesyse gali vykti žaibavimas.[26] Pirmuosius reiškinius kaip manoma susijusius su žaibavimu, aptiko Sovietų Sąjungos zondai. Vėlesni tyrimai surinko daugiau žaibavimo Veneroje įrodymų. 2006–2007 metais ESA zondas Venus Express registravo elektromagnetinę spinduliuotę, kuri buvo susieta su žaibavimu. Žaibavimas veneroje vyksta rečiau nei Žemėje.[26]

Šaltiniai

[redaguoti | redaguoti vikitekstą]
  1. ↑ Marov, Mikhail Ya. (2004). „Mikhail Lomonosov and the discovery of the atmosphere of Venus during the 1761 transit“. Proceedings of the International Astronomical Union. Cambridge University Press. 2004 (IAUC196): 209–219. doi:10.1017/S1743921305001390.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 2,7 2,8 Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. (2003). „The surface of Venus“ (abstract page). Rep. Prog. Phys. 66: 1699–1734. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04.
  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 Svedhem, Hakan; Titov, Dmitry V.; Taylor, Fredric V.; Witasse, Oliver (2007). „Venus as a more Earth-like planet“. Nature. 450: 629–632. doi:10.1038/nature06432.{{cite journal}}: CS1 priežiūra: multiple names: authors list (link)
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 4,6 4,7 4,8 Piccioni, G.; Drossart, P.; Sanchez-Lavega, A.; et al. (2007). „South-polar features on Venus similar to those near the north pole“. Nature. 450: 637–640. doi:10.1038/nature06209. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |author2= (pagalba)CS1 priežiūra: multiple names: authors list (link)
  5. ↑ Kasting, J.F. (1988). „Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus“. Icarus. 74: 472–494. doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9.
  6. ↑ 6,0 6,1 Landis, Geoffrey A. (2003). „Colonization of Venus“. AIP Conf. Proc. 654 (1): 1193–1198. doi:10.1063/1.1541418. Suarchyvuotas originalas 2012-07-11. Nuoroda tikrinta 2022-01-05.
  7. ↑ 7,0 7,1 „Clouds and atmosphere of Venus“. Institut de mecanique celeste et de calcul des ephemerides. Suarchyvuotas originalas 2011-07-21. Nuoroda tikrinta 2008-01-22.
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 8,3 8,4 8,5 8,6 8,7 8,8 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: 646–649. doi:10.1038/nature05974. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |author2= (pagalba)CS1 priežiūra: multiple names: authors list (link)
  9. ↑ Lovelock, James (1979). Gaia: A New Look at Life on Earth. Oxford University Press. ISBN 0-19-286218-9.
  10. ↑ 10,00 10,01 10,02 10,03 10,04 10,05 10,06 10,07 10,08 10,09 10,10 Patzold, M.; Hausler, B.; Bird, M.K.; et al. (2007). „The structure of Venus’ middle atmosphere and ionosphere“. Nature. 450: 657–660. doi:10.1038/nature06239. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |author2= (pagalba)CS1 priežiūra: multiple names: authors list (link)
  11. ↑ Carl R. (Rod) Nave. „The Environment of Venus“. Department of Physics and Astronomy, Georgia State University. Nuoroda tikrinta 2008-01-23.
  12. ↑ 12,0 12,1 „Flying over the cloudy world – science updates from Venus Express“. Venus Today. 2006-07-12. Suarchyvuotas originalas 2012-03-05. Nuoroda tikrinta 2007-01-17.
  13. ↑ „Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles“. Shade Tree Physics. Suarchyvuotas originalas 2008-02-05. Nuoroda tikrinta 2008-01-23.
  14. ↑ 14,0 14,1 Landis, Geoffrey A.. "Atmospheric Flight on Venus" (PDF) in 40th Aerospace Sciences Meeting and Exhibit sponsored by the American Institute of Aeronautics and Astronautics. Proceedings: IAC-02–Q.4.2.03, AIAA-2002-0819, AIAA0.  Archyvuota kopija 2011-10-16 iš Wayback Machine projekto.
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 15,3 15,4 15,5 15,6 Markiewicz, W.J.; Titov, D.V.; Limaye, S.S.; et al. (2007). „Morphology and dynamics of the upper cloud layer of Venus“. Nature. 450: 633–636. doi:10.1038/nature06320. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |author2= (pagalba)CS1 priežiūra: multiple names: authors list (link)
  16. ↑ Moshkin, B.E.; Ekonomov, A.P., Golovin Iu.M. (1979). „Dust on the surface of Venus“. Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research). 17: 280–285.{{cite journal}}: CS1 priežiūra: multiple names: authors list (link)
  17. ↑ „Double vortex at Venus South Pole unveiled!“. European Space Agency. 2006-06-27. Nuoroda tikrinta 2008-01-17.
  18. ↑ 18,0 18,1 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: 641–645. doi:10.1038/nature06140. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |author2= (pagalba)CS1 priežiūra: multiple names: authors list (link)
  19. ↑ Russell, C.T. (1993). „Planetary Magnetospheres“. Rep. Prog. Phys. 56: 687–732. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001.
  20. ↑ Zhang, T.L.; Delva, M.; Baumjohann, W.; et al. (2007). „Little or no solar wind enters Venus’ atmosphere at solar minimum“. Nature. 450: 654–656. doi:10.1038/nature06026. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |author2= (pagalba)CS1 priežiūra: multiple names: authors list (link)
  21. ↑ Krasnopolsky, V.A.; Parshev V.A. (1981). „Chemical composition of the atmosphere of Venus“. Nature. 292: 610–613. doi:10.1038/292610a0.
  22. ↑ This is the spherical albedo. The geometrical albedo is 85%.
  23. ↑ Landis, Geoffrey A. (2001). „Exploring Venus by Solar Airplane“. AIP Conference Proceedings. American Institute of Physics. 522: 16–18. doi:10.1063/1.1357898.
  24. ↑ Koehler, H. W. (1982). „Results of the Venus sondes Venera 13 and 14“. Sterne und Weltraum. 21: 282.
  25. ↑ „Planet Venus: Earth's 'evil twin'“. BBC News. Monday, 7 November 2005. {{cite news}}: Patikrinkite date reikšmes: |date= (pagalba)
  26. ↑ 26,0 26,1 Russell, C.T.; Zhang, T.L.; Delva, M.; et al. (2007). „Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere“. Nature. 450: 661–662. doi:10.1038/nature05930. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |author2= (pagalba)CS1 priežiūra: multiple names: authors list (link)
Rodomas puslapis "https://lt.wikipedia.org/w/index.php?title=Veneros_atmosfera&oldid=7384251"