The atmosphere of Venus is the layer of gases surrounding Venus. It is composed primarily of carbon dioxide and is much denser and hotter than that of Earth. The temperature at the surface is 740 K (467 °C, 872 °F), and the pressure is 93 bar (9.3 MPa). The Venusian atmosphere supports opaque clouds made of sulfuric acid, making optical Earth-based and orbital observation of the surface impossible. Information about the topography has been obtained exclusively by radar imaging. Aside from carbon dioxide, the other main component is nitrogen. Other chemical compounds are present only in trace amounts.

Property Value
dbo:abstract
  • لدى كوكب الزهرة غلاف جويّ كثيف وحار جداً، وأسمك بكثير من غلاف الأرض الجوي. تبلغ درجة الحرارة عند سطح الزهرة 740 ك (467 مْ)، وأما الضغط الضغط الجوي فـ93 باراً. تملأ الجو الزهريّ سحب كثيفة لا يمكن الرؤية من خلالها على الإطلاق، تتكوَّن من حمض الكبريتيك، مما يجعل رصد سطح الكوكب من الأرض أو المراكب الفضائية مستحيلاً بالطيف بصري، ولم يحصل العلماء على الخرائط الحالية لطوبوغرافية الكوكب سوى باستخدام التصوير الراديويّ. تتكوَّن سحب الزهرة بشكل أساسيّ من غازي ثاني أكسيد الكربون والنيتروجين، وأما المركبات الكيميائية الأخرى كلها موجودة في كميات تافهة فحسب. كان الفلكي الروسي ميخائيل لومونوسوف أول شخص يفترض أن الزهرة يملك غلافاً جوياً، وذلك اعتماداً على رصده عبور الزهرة في سنة 1761 من مرصد صغير قرب بطرسبرغ. غلاف الزهرة الجوي حالياً في حالة دوران سريع ومستمرّ، إذ يدور الغلاف الجوي بأكمله حول الكوكب في أربعة أيام أرضية فقط، وهي مدة أطول بكثير من يوم الكوكب الفلكي الذي يعادل طوله 243 يوماً أرضياً. تتحرَّك الرياح التي تسبب هذا الدوران الهائل بسرعة 100 م/ث، أي 360 كم/س، مما يعني أنها تتحرك بما يعادل 60 ضعف سرعة دوران الزهرة حول نفسه، وأما أسرع رياح على الإطلاق على كوكب الأرض فلا تتجاوز سرعتها 10% أو 20% من سرعة دوران الأرض حول نفسها. من جهة أخرى تصبح سرعة الرياح أقل كلما اقتربنا من السطح، فتُصبح سرعة النسيم على سطح الزهرة بالكاد 10 كم/س. توجد قرب قطبي الكوكب زوابع عكسية غريبة تسمَّى الدوامات القطبية. ولكل دوامة منها مركزان، ولديها سحب على شكل رقم 2. على عكس الأرض لا يمتلك كوكب الزهرة مجالاً مغناطيسياً. إذ يفصل أيونوسفيره غلافه الجويّ عن الفضاء الخارجي والرياح الشمسية، وتٌسمَّى هذه الطبقة المتأينة من الغلاف الجوي المجال المغناطيسيّ الشمسيّ، مما يمنح الزهرة بيئة مغناطيسيَّة مميزة. ويعتبر هذا غلاف الزهرة المغناطيسي الضمنيّ. وتستمرّ الرياح الشمسية بفصل الغازات الخفيفة مثل بخار الماء عن الغلاف الجوي وقذفها إلى الفضاء الخارجيّ، مكوّنة أيضاً ما يعرف بـ"الذيل المغناطيسي الضمني". يتكهَّن البعض بأن غلاف الزهرة الجوي كان قبل 4 بلايين سنة شبيهاً جداً بغلاف الأرض الجوي، مع وجود ماء سائل على سطحه. غير أن ظاهرة البيت الزجاجي ربما تسبَّبت بتبخر المياه على سطح الكوكب وزيادة كميات الغازات الدفيئة في الجو بشكل كبير. على الرغم من ظروف كوكب الزهرة القاسية، فإن درجة الحرارة والضغط الجويّ على ارتاع 50 إلى 60 كيلومتراً من سطحه شبيهان جداً بحالهما على الأرض، مما يجعل غلافه الجويّ العلويّ أكثر الأغلفة الجوية في النظام الشمسي شبهاً بجوّ الأرض، أكثر حتى من سطح كوكب المريخ. وذلك نظراً إلى التشابه الكبير في الضغط الجوي ودرجة الحرارة. (ar)
  • La atmósfera de Venus es altamente densa e imposibilita cualquier observación directa de la superficie del planeta; imponentes conglomerados nubosos, visibles en el ultravioleta, atraviesan los cielos venusianos a alta velocidad dando una vuelta completa al planeta en sentido longitudinal en apenas 4 días. En la alta atmósfera las masas de gas ascendente alcanzan fácilmente los 350 km/h, mientras que en la proximidad de la superficie los vientos no alcanzan más de 4,5 km/h en gran parte debido a la mayor presión. La atmósfera venusiana es atravesada por ocasionales fenómenos eléctricos de energía notable. La presencia de una atmósfera densa y de vientos particularmente fuertes hace que la temperatura sobre la superficie sea de aproximadamente 710-740 K en todo punto del planeta, también en el hemisferio nocturno. Tales valores de temperatura son absolutamente mayores que los registrados en Mercurio, que está a la mitad de la distancia de Venus del Sol. La presión atmosférica en la superficie alcanza el valor de 90 atmósferas (hPa 90 000), haciendo la exploración del planeta a nivel del suelo con pruebas automáticas extremadamente difícil. Las sondas Venera, que fueron las primeras en aterrizar con éxito en la superficie de Venus, fueron diseñadas como batiscafos y no obstante apenas sobrevivieron un par de horas a las condiciones atmosféricas hostiles del planeta. En 1761, el polimata ruso Mikhail Lomonosov observó un arco de luz rodeando la parte de Venus fuera del disco del Sol al comienzo de la fase de salida del tránsito y concluyó que Venus tenia una atmósfera. En 1940, Rupert Wildt calculó que la cantidad de CO2 en la atmósfera venusiana elevaría la temperatura superficial por encima del punto de ebullición del agua. Esto se confirmó cuando el Mariner 2 realizó mediciones radiométricas de la temperatura en 1962. En 1967, la Venera 4 confirmó que la atmósfera se componía fundamentalmente de dióxido de carbono. (es)
  • L’atmosphère de Vénus a été découverte en 1761 par le polymathe russe Mikhaïl Lomonossov. Elle est plus dense et chaude que celle de la Terre. La température et la pression à la surface sont respectivement de 740 K (soit environ 470 °C) et 93 bar. Des nuages opaques faits d'acide sulfurique se trouvent dans l'atmosphère, rendant l'observation optique de la surface impossible. Les informations concernant la topographie de Vénus ont été obtenues exclusivement par image radar. Les principaux gaz atmosphériques de Vénus sont le dioxyde de carbone et l'azote. Les autres composants sont présents seulement sous forme de traces. L'atmosphère de Vénus est en état de super-rotation. La totalité de l'atmosphère accomplit une circumvolution de la planète en seulement quatre jours terrestres, plus rapide que le jour sidéral de Vénus de 243 jours terrestres. Les vents soufflent à près de 100 m/s. Près de chaque pôle se trouve une structure anticyclonique appelée vortex polaire. Chaque vortex a deux centres et présente une forme en S caractéristique. Contrairement à la Terre, Vénus n'a pas de champ magnétique. C'est l'ionosphère qui sépare l'atmosphère de l'espace et du vent solaire. Cette couche ionisée protège Vénus du champ magnétique stellaire, donnant à Vénus un environnement magnétique distinct. Les gaz plus légers, comme l'eau, sont continuellement détruits par le vent solaire traversant la magnétosphère. On pense actuellement que l'atmosphère de Vénus était, il y a quatre milliards d'années, semblable à celle de la Terre avec de l'eau liquide à la surface. L'effet de serre peut avoir été causé par l'évaporation de l'eau ce qui aurait ensuite entrainé l'augmentation de la quantité d'autres gaz à effet de serre. Malgré les conditions difficiles existant à la surface, la pression et la température atmosphérique à environ 50 km au-dessus de la surface de la planète sont presque les mêmes que celles de la Terre, faisant de sa haute atmosphère la zone la plus semblable aux conditions terrestres dans le système solaire, même plus que la surface de Mars. Du fait de la similitude de pression et de température et du fait que l'air tel que nous le respirons (21 % oxygène, 78 % azote) est un gaz ayant une portance par rapport à l'air sur Vénus, de la même façon que l'hélium sur Terre ; la haute atmosphère vénusienne a été proposée comme point de départ pour l'exploration et la colonisation de la planète. (fr)
  • L'atmosfera di Venere è incredibilmente densa ed impedisce qualsiasi osservazione diretta della superficie del pianeta; imponenti sistemi nuvolosi, visibili solo nell'ultravioletto, attraversano ad alta velocità i cieli venusiani per completare una rotazione completa in senso longitudinale in appena 4 giorni. Nell'alta atmosfera le masse di gas raggiungono facilmente i 350 km/h, mentre in prossimità del suolo i venti non spirano a più di 4-5 km/h per via dell'altissima pressione atmosferica.L'atmosfera venusiana è attraversata da occasionali scariche elettriche di notevole potenza. La presenza di un'atmosfera densa e di venti particolarmente forti fa sì che la temperatura al suolo sia di circa 710-740 K (437-467 °C) in ogni punto del pianeta, anche nell'emisfero notturno. Tali valori di temperatura sono addirittura maggiori di quelli registrati su Mercurio, che pure dista la metà di Venere dal Sole. La pressione atmosferica al suolo raggiunge il valore di 90 atmosfere (90 000 hPa), rendendo difficile anche l'esplorazione del pianeta da parte delle sonde automatiche. Le sonde sovietiche Venera, che per prime atterrarono con successo sulla superficie venusiana, furono strutturate come batiscafi, ciononostante sopravvissero solo un paio d'ore alle ostili condizioni atmosferiche del pianeta. (it)
  • 本稿では金星の大気(きんせいのたいき)について述べる。 太陽系で太陽に二番目に近い惑星である金星の大気は、地球の大気と大きく異なっている。地球の大気に比べて金星の大気は密度も温度も高く、より高い高度まで続いている。その大気に浮かぶ雲はアルベド(反射能)が高く、レーダーや他の手段を利用しない限り地表を見ることができない。そのため、1989年に打ち上げられた探査機マゼランが到着するまでは、金星の地表を調べられなかった。 (ja)
  • The atmosphere of Venus is the layer of gases surrounding Venus. It is composed primarily of carbon dioxide and is much denser and hotter than that of Earth. The temperature at the surface is 740 K (467 °C, 872 °F), and the pressure is 93 bar (9.3 MPa). The Venusian atmosphere supports opaque clouds made of sulfuric acid, making optical Earth-based and orbital observation of the surface impossible. Information about the topography has been obtained exclusively by radar imaging. Aside from carbon dioxide, the other main component is nitrogen. Other chemical compounds are present only in trace amounts. Mikhail Lomonosov was the first person to hypothesize the existence of an atmosphere on Venus based on his observation of the transit of Venus of 1761 in a small observatory near his house in Saint Petersburg, Russia. The upper atmosphere is in a state of vigorous circulation and super-rotation. The whole atmosphere circles the planet in just four Earth days, much faster than the planet's sidereal day of 243 days. The winds supporting super-rotation blow as fast as 100 m/s (~360 km/h or 220 mph). Winds move at up to 60 times the speed of the planet's rotation, while Earth's fastest winds are only 10% to 20% rotation speed. On the other hand, the wind speed becomes increasingly slower as the elevation from the surface decreases, with the breeze barely reaching the speed of 10 km/h (2.8 m/s) on the surface. Near the poles are anticyclonic structures called polar vortices. Each vortex is double-eyed and shows a characteristic S-shaped pattern of clouds. Unlike Earth, Venus lacks a magnetic field. Its ionosphere separates the atmosphere from outer space and the solar wind. This ionised layer excludes the solar magnetic field, giving Venus a distinct magnetic environment. This is considered Venus's induced magnetosphere. Lighter gases, including water vapour, are continuously blown away by the solar wind through the induced magnetotail. It is speculated that the atmosphere of Venus up to around 4 billion years ago was more like that of the Earth with liquid water on the surface. A runaway greenhouse effect may have been caused by the evaporation of the surface water and subsequent rise of the levels of other greenhouse gases. Despite the harsh conditions on the surface, the atmospheric pressure and temperature at about 50 km to 65 km above the surface of the planet is nearly the same as that of the Earth, making its upper atmosphere the most Earth-like area in the Solar System, even more so than the surface of Mars. Due to the similarity in pressure and temperature and the fact that breathable air (21% oxygen, 78% nitrogen) is a lifting gas on Venus in the same way that helium is a lifting gas on Earth, the upper atmosphere has been proposed as a location for both exploration and colonization. On January 29, 2013, ESA scientists reported that the ionosphere of the planet Venus streams outwards in a manner similar to "the ion tail seen streaming from a comet under similar conditions." (en)
  • A atmosfera de Vênus (português brasileiro) ou Vénus (português europeu) compreende a camada de gases que recobre a superfície do segundo planeta do Sistema Solar. É muito mais densa e quente do que a terrestre: a temperatura na superfície é de 740 K (467 °C, 872 °F), enquanto que a pressão é de 93 bar. A atmosfera venusiana possui nuvens opacas compostas de ácido sulfúrico, o que tornam impossíveis as observações ópticas da superfície. Informações sobre a topografia foram obtidas exclusivamente por imagens de radar. Os principais gases atmosféricos são o dióxido de carbono e o nitrogênio. Outros compostos químicos estão presentes apenas em pequenos traços. A atmosfera de Vénus está num estado vigoroso de circulação e super-rotação, e circula o planeta inteiro em apenas quatro dias terrestres, muito mais rápido que a rotação do planeta de 243 dias. Os ventos que produzem a super-rotação atingem velocidades de mais de 100 m/s (360 km/h) e se movem a uma velocidade 60 vezes maior que a rotação do planeta, enquanto que na Terra os ventos mais rápidos atingem de 10% a 20% da velocidade de sua rotação. Por outro lado, o vento fica cada vez mais lento conforme a elevação da superfície diminui, com a brisa mal chegando à velocidade de 10 km/h na superfície. Perto dos polos existem estruturas anticiclônicas chamadas vórtices polares. Cada vórtice possui dois olhos e apresenta um padrão de nuvens característico em forma de S. Ao contrário da Terra, Vênus não possui campo magnético. Sua ionosfera separa a atmosfera do espaço sideral e do vento solar. Essa camada ionizada exclui o campo magnético solar, dando ao planeta um ambiente magnético distinto, chamado de magnetosfera induzida de Vênus. Gases leves, incluindo vapor de água, são continuamente levados pelo vento solar através da cauda magnética induzida. Especula-se que há quatro bilhões de anos a atmosfera de Vênus era parecida à da Terra, com água líquida na superfície. O efeito estufa pode ter sido causado pela evaporação da água superficial e aumento subsequente de gases do efeito estufa. Apesar das condições extremas na superfície de Vênus, a pressão atmosférica e temperatura entre 50 km e 65 km acima da superfície do planeta são aproximadamente as mesmas da Terra, fazendo de sua atmosfera superior a área mais parecida à Terra no Sistema Solar, mais parecida com ela do que a superfície de Marte. Devido à similaridade em pressão e temperatura e o fato de que em Vênus o ar respirável (21% de oxigênio, 78% de nitrogênio) é mais leve que a atmosfera, foi proposto que a atmosfera superior pudesse ser um bom lugar para exploração e colonização. (pt)
  • Атмосфера Венеры — газовая оболочка, окружающая Венеру. Состоит в основном из углекислого газа и азота; другие соединения присутствуют только в следовых количествах. Содержит облака из серной кислоты, которые делают невозможным наблюдение поверхности в видимом свете, и прозрачна лишь в радио- и микроволновом диапазонах, а также в отдельных участках ближней инфракрасной области. Атмосфера Венеры намного плотнее и горячее атмосферы Земли: её температура на среднем уровне поверхности составляет около 740 К (467 °С), а давление — 93 бар. Атмосфера Венеры находится в состоянии сильной циркуляции и вращения. Она делает полный оборот всего за четыре земных дня, что во много раз меньше периода вращения планеты (243 дня). Ветра́ на уровне верхней границы облаков достигают скорости 100 м/с (~360 км/ч), что превышает скорость вращения точек на экваторе планеты в 60 раз. Для сравнения, на Земле самые сильные ветра имеют от 10 % до 20 % скорости вращения точек на экваторе. Но по мере уменьшения высоты скорость ветра снижается, и у поверхности достигает значений порядка метра в секунду. Над полюсами существуют антициклонические структуры, называемые полярными вихрями. Каждый вихрь имеет двойной глаз и характерный S-образный рисунок облаков. В отличие от Земли, Венера не имеет магнитного поля, и её ионосфера отделяет атмосферу от космического пространства и солнечного ветра. Ионизированный слой не пропускает солнечное магнитное поле, придавая Венере особое магнитное окружение. Оно рассматривается как индуцированная магнитосфера Венеры. Лёгкие газы, в том числе водяной пар, постоянно сдуваются солнечным ветром через индуцированный хвост магнитосферы. Предполагается, что около 4 миллиардов лет назад атмосфера Венеры была больше похожа на земную, а на поверхности была жидкая вода. Необратимый парниковый эффект, возможно, был вызван испарением поверхностной воды и последующим повышением уровней других парниковых газов. Несмотря на экстремальные условия на поверхности планеты, на высоте 50—65 км атмосферное давление и температура практически такие же, как на поверхности Земли. Это делает верхние слои атмосферы Венеры наиболее похожими на земные в Солнечной системе (причем даже больше, чем на поверхности Марса). Из-за сходства давления и температуры, а также того факта, что воздух для дыхания (21 % кислорода, 78 % азота) на Венере является поднимающимся газом (так же, как гелий является поднимающимся газом на Земле), верхние слои атмосферы были предложены учёными в качестве подходящего места для исследования и колонизации. (ru)
  • 金星大氣層是由俄羅斯科學家米哈伊爾·瓦西里耶維奇·羅蒙諾索夫於1761年在聖彼得堡觀測金星凌日時發現的。它比地球大氣層更為厚重與濃密,其表面溫度為740 K或467°C,而氣壓則為93大氣壓,主要為二氧化碳所構成。金星的大氣層中有硫酸形成的不透明雲,因此在地球或金星環繞探測器上不可能以可見光觀測金星表面。金星表面的地形是以雷達成像的方式探測得知。金星大氣層主要由二氧化碳和氮組成,以及少許痕量氣體。 金星的大氣層受到超高速大氣環流和超慢速自轉影響。金星的大氣環流只需要四個地球日就可以環繞金星一周,但金星的恆星日卻有243日。金星的風速最高可達到100 m/s或360 km/h,是金星自轉速度的60倍;而地球最高速的風速度只有地球自轉速度的10%到20%。另一方面,金星的風速隨高度下降而降低,在表面時風速大約是10 km/h。金星兩極則有屬於反氣旋的極地渦旋。每個氣旋都有兩個風眼,並且有特殊的S型雲結構。 金星和地球不同的是它缺乏磁場,而金星的電離層將大氣層和太空以及太陽風分離。電離層將太陽磁場隔離,使金星的磁場環境相當特殊,造成金星的磁層是「誘發磁層」。包含水蒸氣等較輕氣體則持續被太陽風經由誘發磁尾吹出金星大氣層。推測40億年前的金星大氣層與表面有液態水的地球大氣層相當類似。失控溫室效應(Runaway greenhouse effect)造成金星表面的液態水蒸發,並且使其他溫室氣體含量上升。 儘管金星表面的狀況相當嚴苛,在金星大氣層50到65公里高的地方氣壓與溫度卻與地球相若,使金星的高層大氣是太陽系中環境最類似地球的地方,甚至比火星表面更類似。因為溫度和壓力類似,並且在金星上可呼吸空氣(21%的氧和78%的氮)是上升氣體,類似地球大氣層中的氦。因此有人提出可在金星的高層大氣進行探測和殖民。 2013年1月29日,歐洲太空總署科學家宣布金星電離層物質外流的模式與「類似條件下來自彗星彗核的離子尾」類似。 (zh)
dbo:thumbnail
dbo:wikiPageID
  • 6410946 (xsd:integer)
dbo:wikiPageRevisionID
  • 742235298 (xsd:integer)
dbp:avgSurfacePressure
  • 93 (xsd:integer)
dbp:caption
  • Cloud structure in Venus's atmosphere in 1979,
  • revealed by ultraviolet observations from Pioneer Venus Orbiter
dbp:chemical
dbp:height
  • 250.0
dbp:mass
  • 4.8
dbp:name
  • Venus
dbp:quantity
  • 0.001000 (xsd:double)
  • 0.100000 (xsd:double)
  • 7 (xsd:integer)
  • 12 (xsd:integer)
  • 17 (xsd:integer)
  • 20 (xsd:integer)
  • 70 (xsd:integer)
  • 150 (xsd:integer)
  • 3.5
  • 96.5
dct:subject
http://purl.org/linguistics/gold/hypernym
rdf:type
rdfs:comment
  • 本稿では金星の大気(きんせいのたいき)について述べる。 太陽系で太陽に二番目に近い惑星である金星の大気は、地球の大気と大きく異なっている。地球の大気に比べて金星の大気は密度も温度も高く、より高い高度まで続いている。その大気に浮かぶ雲はアルベド(反射能)が高く、レーダーや他の手段を利用しない限り地表を見ることができない。そのため、1989年に打ち上げられた探査機マゼランが到着するまでは、金星の地表を調べられなかった。 (ja)
  • لدى كوكب الزهرة غلاف جويّ كثيف وحار جداً، وأسمك بكثير من غلاف الأرض الجوي. تبلغ درجة الحرارة عند سطح الزهرة 740 ك (467 مْ)، وأما الضغط الضغط الجوي فـ93 باراً. تملأ الجو الزهريّ سحب كثيفة لا يمكن الرؤية من خلالها على الإطلاق، تتكوَّن من حمض الكبريتيك، مما يجعل رصد سطح الكوكب من الأرض أو المراكب الفضائية مستحيلاً بالطيف بصري، ولم يحصل العلماء على الخرائط الحالية لطوبوغرافية الكوكب سوى باستخدام التصوير الراديويّ. تتكوَّن سحب الزهرة بشكل أساسيّ من غازي ثاني أكسيد الكربون والنيتروجين، وأما المركبات الكيميائية الأخرى كلها موجودة في كميات تافهة فحسب. (ar)
  • The atmosphere of Venus is the layer of gases surrounding Venus. It is composed primarily of carbon dioxide and is much denser and hotter than that of Earth. The temperature at the surface is 740 K (467 °C, 872 °F), and the pressure is 93 bar (9.3 MPa). The Venusian atmosphere supports opaque clouds made of sulfuric acid, making optical Earth-based and orbital observation of the surface impossible. Information about the topography has been obtained exclusively by radar imaging. Aside from carbon dioxide, the other main component is nitrogen. Other chemical compounds are present only in trace amounts. (en)
  • La atmósfera de Venus es altamente densa e imposibilita cualquier observación directa de la superficie del planeta; imponentes conglomerados nubosos, visibles en el ultravioleta, atraviesan los cielos venusianos a alta velocidad dando una vuelta completa al planeta en sentido longitudinal en apenas 4 días. En la alta atmósfera las masas de gas ascendente alcanzan fácilmente los 350 km/h, mientras que en la proximidad de la superficie los vientos no alcanzan más de 4,5 km/h en gran parte debido a la mayor presión. (es)
  • L'atmosfera di Venere è incredibilmente densa ed impedisce qualsiasi osservazione diretta della superficie del pianeta; imponenti sistemi nuvolosi, visibili solo nell'ultravioletto, attraversano ad alta velocità i cieli venusiani per completare una rotazione completa in senso longitudinale in appena 4 giorni. Nell'alta atmosfera le masse di gas raggiungono facilmente i 350 km/h, mentre in prossimità del suolo i venti non spirano a più di 4-5 km/h per via dell'altissima pressione atmosferica.L'atmosfera venusiana è attraversata da occasionali scariche elettriche di notevole potenza. (it)
  • L’atmosphère de Vénus a été découverte en 1761 par le polymathe russe Mikhaïl Lomonossov. Elle est plus dense et chaude que celle de la Terre. La température et la pression à la surface sont respectivement de 740 K (soit environ 470 °C) et 93 bar. Des nuages opaques faits d'acide sulfurique se trouvent dans l'atmosphère, rendant l'observation optique de la surface impossible. Les informations concernant la topographie de Vénus ont été obtenues exclusivement par image radar. Les principaux gaz atmosphériques de Vénus sont le dioxyde de carbone et l'azote. Les autres composants sont présents seulement sous forme de traces. (fr)
  • A atmosfera de Vênus (português brasileiro) ou Vénus (português europeu) compreende a camada de gases que recobre a superfície do segundo planeta do Sistema Solar. É muito mais densa e quente do que a terrestre: a temperatura na superfície é de 740 K (467 °C, 872 °F), enquanto que a pressão é de 93 bar. A atmosfera venusiana possui nuvens opacas compostas de ácido sulfúrico, o que tornam impossíveis as observações ópticas da superfície. Informações sobre a topografia foram obtidas exclusivamente por imagens de radar. Os principais gases atmosféricos são o dióxido de carbono e o nitrogênio. Outros compostos químicos estão presentes apenas em pequenos traços. (pt)
  • Атмосфера Венеры — газовая оболочка, окружающая Венеру. Состоит в основном из углекислого газа и азота; другие соединения присутствуют только в следовых количествах. Содержит облака из серной кислоты, которые делают невозможным наблюдение поверхности в видимом свете, и прозрачна лишь в радио- и микроволновом диапазонах, а также в отдельных участках ближней инфракрасной области. Атмосфера Венеры намного плотнее и горячее атмосферы Земли: её температура на среднем уровне поверхности составляет около 740 К (467 °С), а давление — 93 бар. (ru)
  • 金星大氣層是由俄羅斯科學家米哈伊爾·瓦西里耶維奇·羅蒙諾索夫於1761年在聖彼得堡觀測金星凌日時發現的。它比地球大氣層更為厚重與濃密,其表面溫度為740 K或467°C,而氣壓則為93大氣壓,主要為二氧化碳所構成。金星的大氣層中有硫酸形成的不透明雲,因此在地球或金星環繞探測器上不可能以可見光觀測金星表面。金星表面的地形是以雷達成像的方式探測得知。金星大氣層主要由二氧化碳和氮組成,以及少許痕量氣體。 金星的大氣層受到超高速大氣環流和超慢速自轉影響。金星的大氣環流只需要四個地球日就可以環繞金星一周,但金星的恆星日卻有243日。金星的風速最高可達到100 m/s或360 km/h,是金星自轉速度的60倍;而地球最高速的風速度只有地球自轉速度的10%到20%。另一方面,金星的風速隨高度下降而降低,在表面時風速大約是10 km/h。金星兩極則有屬於反氣旋的極地渦旋。每個氣旋都有兩個風眼,並且有特殊的S型雲結構。 儘管金星表面的狀況相當嚴苛,在金星大氣層50到65公里高的地方氣壓與溫度卻與地球相若,使金星的高層大氣是太陽系中環境最類似地球的地方,甚至比火星表面更類似。因為溫度和壓力類似,並且在金星上可呼吸空氣(21%的氧和78%的氮)是上升氣體,類似地球大氣層中的氦。因此有人提出可在金星的高層大氣進行探測和殖民。 (zh)
rdfs:label
  • غلاف الزهرة الجوي (ar)
  • Atmósfera de Venus (es)
  • Atmosphere of Venus (en)
  • Atmosfera di Venere (it)
  • Atmosphère de Vénus (fr)
  • 金星の大気 (ja)
  • Atmosfera de Vênus (pt)
  • Атмосфера Венеры (ru)
  • 金星大氣層 (zh)
owl:sameAs
prov:wasDerivedFrom
foaf:depiction
foaf:isPrimaryTopicOf
is dbo:wikiPageRedirects of
is foaf:primaryTopic of