| dbo:abstract
|
- L'atmosfera de Venus comprèn la capa de gas que cobreix la superfície del segon planeta del sistema solar. És molt més densa i més calenta que la terrestre: la temperatura de la superfície és de 740 K (467 °C), mentre que la pressió és de 93 bar. L'atmosfera venusiana té núvols opacs compostos d'àcid sulfúric, el que fa impossible les observacions òptiques de la superfície. Informació sobre la topografia es van obtenir només per les imatges de radar. Els principals gasos atmosfèrics són el diòxid de carboni i el nitrogen. Altres compostos químics són presents només en petites traces. L'atmosfera de Venus és un estat vigorós de moviment i de superrotació, i circumda tot el planeta en només quatre dies terrestres, molt més ràpid que la rotació del planeta 243 dies. Els vents que produeixen la superrotació assoleixen velocitats de més de 100 m/s (360 km/h) i es mouen a una velocitat 60 vegades més gran que la rotació del planeta, mentre que a la Terra els vents més ràpids assoleixen velocitats del 10% al 20% de la velocitat de la seva rotació. D'altra banda, el vent es fa cada vegada més lent, com l'elevació de la superfície disminueix, amb la brisa amb prou feines arriba a la velocitat 10 km/h a la superfície. A prop dels pols són estructures anticiclòniques anomenades vòrtexs polars. Cada vòrtex té dos ulls i té un patró característic de núvols en forma de S. A diferència de la Terra, Venus no té camp magnètic. La seva ionosfera separa l'atmosfera des de l'espai exterior i del vent solar. Aquesta capa ionitzada exclou del camp magnètic solar, donant al planeta un entorn magnètic diferent, anomenat de Venus. Els gasos lleugers, inclosos el vapor d'aigua, són arrossegats contínuament pel vent solar a través de la cua magnètica induïda. S'especula que quatre bilions d'anys l'atmosfera de Venus va ser similar a la de la Terra amb aigua líquida a la superfície. L'efecte hivernacle pot haver estat causat per l'evaporació de l'aigua superficial i posterior augment de gasos amb efecte d'hivernacle. Malgrat les condicions extremes a la superfície de Venus, la pressió atmosfèrica i la temperatura entre 50 km i 65 km per sobre de la superfície del planeta és aproximadament la mateixa que la Terra, pel que la seva atmosfera superior de la zona més semblant a la de la Terra en el sistema solar, més semblant a aquesta que la superfície de Mart. A causa de la similitud en la pressió i la temperatura i el fet que l'aire respirable de Venus (21 % d'oxigen, el 78 % de nitrogen) és més lleuger que l'aire, es va proposar que l'atmosfera superior podria ser un bon lloc per a l'exploració i colonització. (ca)
- Venušina atmosféra se skládá především z oxidu uhličitého a malého množství dusíku. Předpokládá se, že atmosféra vznikla z části odplyněním vystupujícího magmatu. Tlak na povrchu je více než 90× větší než na Zemi (je ekvivalentní tlaku na Zemi v hloubce 1 km pod hladinou oceánu). (cs)
- 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 بكميات زهيدة 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 ومستمر، 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 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 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 ارتفاع 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)
- 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 την Ατμόσφαιρα της Γης. Η θερμοκρασία στην επιφάνεια της Αφροδίτης είναι 467 °C, και η πίεση είναι 93 bar (9,3 MPa), ισοδύναμη της πίεσης που επικρατεί σε βάθος 900 μ. στους Γήινους ωκεανούς. 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. Εκτός από το διοξείδιο του άνθρακα περιέχει, επίσης, άζωτο και ίχνη από άλλες χημικές ενώσεις. Εκτός από τα στρώματα που βρίσκονται πλησιέστερα προς την επιφάνεια του πλανήτη, η ατμόσφαιρα βρίσκεται σε κατάσταση έντονης κυκλοφορίας. 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 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. Όμως, η ταχύτητα των ανέμων προοδευτικά ελαττώνεται καθώς ελαττώνεται και το υψόμετρο, και πέφτει στην ταχύτητα των 10 χλμ/ώρα στην επιφάνεια της Αφροδίτης. Κοντά στους πόλους υπάρχουν αντικυκλωνικές δομές που ονομάζονται πολικές δίνες. Κάθε δίνη έχει δύο οφθαλμούς και χαρακτηριστική σιγμοειδή μορφή των νεφών. Υπερτιθέμενο υπάρχει ένα ενδιάμεσο στρώμα μεσόσφαιρας, που χωρίζει την τροπόσφαιρα από την θερμόσφαιρα. 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. Η Αφροδίτη δεν έχει μαγνητικό πεδίο όπως έχει 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. 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. 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. Στις 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." (el)
- La atmosfero de Venuso estas la tavolo de gasoj ĉirkaŭantaj Venuson. Ĝi estas pli densa kaj dika ol tiu de la Tero. La temperaturo kaj la premo ĉe la surfaco estas respektive je 740 K (estas proksimume 470 °C) kaj je 93 baroj. La netravideblaj nuboj entenantaj sulfitan acidon flosas en la atmosfero kaj, pro ili, la optika observado de la surfaco tute neeblas. La informoj koncerne la topografio de Venuso estis konataj ekskluzive per bildigo radara. La ĉefaj atmosferaj gasoj de Venuso estas dioksido de karbono kaj nitrogeno. La aliaj gasoj aperas nur spure. La atmosfero de Venuso estas en stato de rapidega rotacio. La tuta atmosfero ĉirkaǔiras komplete la planedon dum nur kvar teraj tagoj, pli rapide ol la sidera tago de Venuso kiu daǔras 243 terajn tagojn. La ventoj blovas ĉirkaǔ 100 m/s. Apud ĉiu poluso, anticiklona strukturo estas observebla kiun oni nomas polusa vortekso. Ĉiu vortekso entenas du centrojn kaj similas al rekonebla So formo.. Male al la Tero, Venuso ne havas magnetan kampon. Ĝia anstataŭanto estas la jonosfero kiu rolas kiel limo inter la atmosfero unuflanke kaj aliflanke la spaco kaj la suna vento. Tiu tavolo jonizita protektas Venuson de la suna magneta kampo, donante al Venuso propran magnetan ĉirkaǔaĵon. La plej malpezaj gasoj, kiel la akvo, trairantaj la jonosferon estas senĉese detruitaj pro la suna vento Oni pensas nuntempe ke la atmosfero de Venuso estis, antaŭ kvar miliardoj da jaroj, simila al tiu de la Tero kun likva akvo ĉe la surfaco. La forceja efiko kaŭzis la vaporiĝon de la akvo kaj pro tio ŝajnigus la kreskon de la kvanto de aliaj forcejaj gasoj. Kvankam la etoso ĉe la surfaco estas vere malagrablaĉega, la atmosferaj premo kaj temperaturo je proksimume 50 km surper la surfaco de la planedo estas preskaŭ la samaj kiel tiuj de la Tero. Pro tiu simileco, tiu alta tavolo de la atmosfero estas la regiono kiu plej similas al la teraj kondiĉoj en la sunsistemo, eĉ pli ol la surfaco de Marso. Unue pro la simileco de premo kaj de temperaturo kaj due ĉar la strukturo de la aero kiun ni spiras (21 % oksigeno, 78 % nitrogeno), rolas kvazaŭ gaso kiu havas porteblecojn en la Venusa atmosfero kiel heliumo en la Tera atmosfero, tiu alta tavolo de venusa atmosfero estis proponita kiel eko por la esploro kaj la koloniado de la planedo. (eo)
- The atmosphere of Venus is the layer of gases surrounding Venus. It is composed primarily of supercritical 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 (1,350 psi), roughly the pressure found 900 m (3,000 ft) underwater on Earth. The Venusian atmosphere supports opaque clouds 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. Aside from the very surface layers, the atmosphere is in a state of vigorous circulation. The upper layer of troposphere exhibits a phenomenon of super-rotation, in which the 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 at a speed of 100 m/s (≈360 km/h or 220 mph) or more. 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 2.8 m/s (≈10 km/h or 6.2 mph) 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. Above there is an intermediate layer of mesosphere which separates the troposphere from the thermosphere. The thermosphere is also characterized by strong circulation, but very different in its nature—the gases heated and partially ionized by sunlight in the sunlit hemisphere migrate to the dark hemisphere where they recombine and downwell. Unlike Earth, Venus lacks a magnetic field. Its ionosphere separates the atmosphere from outer space and the solar wind. This ionized 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. (en)
- La atmósfera de Venus es la capa de gases que rodea a Venus. Está compuesto principalmente de dióxido de carbono supercrítico y es mucho más denso y caliente que el de la Tierra. La temperatura en la superficie es de 740 K (467 °C, 872 °F), y la presión es de 93 bar (1350 psi), aproximadamente la presión que se encuentra a 900 m (3000 pies) bajo el agua en la Tierra. La atmósfera venusiana soporta nubes opacas de ácido sulfúrico, lo que hace imposible la observación óptica de la superficie basada en la Tierra y orbital. La información sobre la topografía se ha obtenido exclusivamente mediante imágenes de radar. Aparte del dióxido de carbono, el otro componente principal es el nitrógeno. Otros compuestos químicos están presentes sólo en pequeñas cantidades. Aparte de las capas superficiales, la atmósfera está en un estado de circulación vigorosa. La capa superior de la troposfera exhibe un fenómeno de super rotación, en el que la atmósfera rodea el planeta en solo cuatro días terrestres, mucho más rápido que el día sideral del planeta de 243 días. Los vientos que soportan la super rotación soplan a una velocidad de 100 m/s (≈360 km/h o 220 mph) o más. Los vientos se mueven hasta 60 veces la velocidad de rotación del planeta, mientras que los vientos más rápidos de la Tierra son solo del 10% al 20% de velocidad de rotación. Por otro lado, la velocidad del viento se vuelve cada vez más lenta a medida que disminuye la elevación desde la superficie, con la brisa apenas alcanzando la velocidad de 2,8 m/s (≈10 km/h o 6,2 mph) en la superficie. Cerca de los polos hay estructuras anticiclónicas llamadas vórtices polares. Cada vórtice es de doble ojo y muestra un patrón característico de nubes en forma de S. Arriba hay una capa intermedia de mesosfera que separa la troposfera de la termosfera. La termosfera también se caracteriza por una circulación fuerte, pero muy diferente en su naturaleza: los gases calentados y parcialmente ionizados por la luz solar en el hemisferio iluminado por el sol migran al hemisferio oscuro donde se recombinan y bajan. A diferencia de la Tierra, Venus carece de un campo magnético. Su ionosfera separa la atmósfera del espacio exterior y del viento solar. Esta capa ionizada excluye el campo magnético solar, dando a Venus un entorno magnético distinto. Esto se considera la magnetosfera inducida por Venus. Los gases más ligeros, incluido el vapor de agua, son continuamente expulsados por el viento solar a través de la cola magnética inducida. Se especula que la atmósfera de Venus hasta hace unos 4 mil millones de años era más parecida a la de la Tierra con agua líquida en la superficie. Un efecto invernadero desbocado puede haber sido causado por la evaporación del agua superficial y el consiguiente aumento de los niveles de otros gases de efecto invernadero. A pesar de las duras condiciones en la superficie, la presión atmosférica y la temperatura a unos 50 km a 65 km sobre la superficie del planeta es casi la misma que la de la Tierra, lo que hace que su atmósfera superior sea el área más parecida a la Tierra en el sistema solar, incluso más que la superficie de Marte. Debido a la similitud en la presión y la temperatura y al hecho de que el aire respirable (21% de oxígeno, 78% de nitrógeno) es un gas de elevación en Venus de la misma manera que el helio es un gas de elevación en la Tierra, la atmósfera superior se ha propuesto como un lugar para la exploración y la colonización. (es)
- Artizarraren atmosfera Lurraren atmosferaekin alderatuta oso dentsoa da, %96,5 karbono dioxidoz eta %3,5 nitrogenoz osatua, beste gas batzuekin batera, batez ere sufre dioxidoa. Atmosferaren masa Lurrekoa baino 93 aldiz handiagoa da, gainazaleko presioa 92 aldiz handiagoa den bitartean, gutxi gorabehera Lurreko ozeanoetan 900-1.000 metroko sakoneran dagoen presioa. Dentsitatea gainazalean 65 kg/m3 da, urarenaren %65 eta 50 aldiz dentsoago Lurreko atmosfera baino presio eta tenperaturaren baldintza normaletan. aberastasun handiak berotegi-efektu izugarri bat sortzen du, Eguzki-sistemako handiena, tenperatura 735 K-ra (462 ºC) baino gehiagora igoz egunez zein gauez. Merkurio baino beroagoa da, nahiz eta Eguzkitik askoz urrunago egon eta erradiazio gutxiago jaso. Tenperatura hau esterilizazioan erabiltzen dena baino altuagoa da. Ikerketek erakutsi dute Artizarraren historiaren hasieran, orain milaka milioi urte, Lurreko atmosferaren antza gehiago zuela, eta gainazalean ur likido kopuru handia egon zela, baina 600 milioi edo milaka milioi urte eta gero, berotegi-efektuaren ondorioz jatorrizko ura lurrundu zela, oraindik gehiago handituz berotegi-efektua eta bere eragina. Artizarreko gainazaleko kondizioak ez dira jada Lurraren antzekoak, baina behinola bizi izan zen bizia gain, espekulatzen da Artizarreko goiko hodeien artean, gainazaletik 50 kilometrora, bizia egon daitekeela, tenperaturak 303 eta 353 Kelvin artean delako ingurune azido batean. (eu)
- L’atmosphère de Vénus a été découverte en 1761 par le polymathe russe Mikhaïl Lomonossov. Elle est plus dense et plus chaude que celle de la Terre. La température et la pression à la surface sont respectivement de 740 kelvins (466,85 °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 le diazote. 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 circonvolution 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 entraîné 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 % dioxygène, 78 % diazote) 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)
- Atmosfer Venus adalah lapisan gas yang menyelubungi Venus, terutama tersusun dari karbon dioksida dan jauh lebih padat dan lebih panas daripada atmosfer Bumi. Suhu di permukaan adalah 740 K (467 °C, 872 °F), dan tekanannya adalah 93 bar (9,3 MPa). Atmosfer Venus memiliki awan buram yang terbentuk dari asam sulfat, sehingga pengamatan optika dari Bumi dan observasi permukaannya menjadi mustahil. Informasi mengenai topografi telah diperoleh secara eksklusif melalui pencitraan radar. Selain karbon dioksida, komponen utama lainnya adalah nitrogen. Senyawa kimia lainnya ditemukan hanya dalam jumlah yang sangat kecil. Mikhail Lomonosov adalah orang pertama yang berhipotesis tentang keberadaan dari atmosfer Venus dalam pengamatannya pada lintasan Venus pada tahun 1761, di sebuah observatorium kecil dekat rumahnya di Saint Petersburg, Rusia (in)
- 태양계 두 번째 행성인 금성의 대기는 지구의 대기와 아주 다르다. 지구의 대기에 비해 금성의 대기는 밀도가 더 높고, 무거우며, 더 높은 고도까지 펼쳐져 있다. 대기의 구름은 레이다나 다른 수단을 이용하지 않으면 표면을 관찰할 수 없게 만들었고, 높은 반사율 때문에 1989년 마젤란 탐사선이 도착하기 전까지는 표면의 레이다 정보를 얻을 수 없었다. 금성 대기의 대부분은 이산화탄소로 구성되어 있다. 이산화탄소는 온실효과를 일으켜 금성 표면의 온도를 높게 유지한다. 금성은 지상의 기압이 아주 높고 온도도 최대 섭씨 477도가 되기 때문에 금성으로 간 탐사기들이 대부분 지상까지 가지 못 하거나 도착한 후 1시간 정도밖에 연락을 할 수가 없었다. 하지만, 금성의 대기는 고도 약50 - 65km에서는 기압과 온도가 지구와 거의 같으며, 이는 태양계에서 지구와 가장 비슷한 환경이라 할 수 있다. 금성에서 사람이 숨쉬는 공기 (21% 산소, 78% 질소)가 지구에 있는 헬륨처럼 자연스럽게 올라가기 때문에, 풍선 같은 모습의 탐사기를 만들어서 사람을 금성으로 보내자는 제안이 있었다. 유럽우주국이 발사한 비너스 익스프레스호는 2006년 4월에 금성에 도착했다. 첨단기술을 이용해 비너스 익스프레스는 금성에서 낮인 지역은 빽빽한 구름이 고도 20km까지 있으며 65km까지 펼쳐져 있지만, 밤인 쪽은 구름이 고도 95km까지 존재하고 있다는 것을 밝혔다. 금성의 대단히 긴 자전 주기 때문에 금성의 밤은 120일 이상이다. 구름의 영향으로 낮과 밤의 기온이 거의 차이가 없고, 태양의 영향이 없을 때 구름의 최고고도가 높아진다. 마젤란이 지구로 보낸 정보에 의하면 금성이 고도 50km 이상부터는 기압과 기온이 지구와 비슷해진다. 고도 52.5km와 54km 사이의 기온은 섭씨 20~37도이며, 고도 49.5km에서는 기압이 지구의 해발 0m와 똑같아진다.. 지구에서도 해발에 따라 기압이 달라지기 때문에 볼리비아의 수도인 라파스의 기압은 해발 0m의 61%밖에 안 되며, 해발 약 5000m에 달하는 중국의 티베트에 있는 이라는 마을에서도 인간이 살고 있기 때문에, 금성의 이 지구와 비슷한 공간이 우주비행사에게는 적당하다고 하는 의견도 있다. 금성의 중력도 지구와 거의 비슷한 95%인 것도 장점 중 하나이다. (ko)
- 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 dal Sole la metà di Venere. La pressione atmosferica al suolo raggiunge le 92 atmosfere (93219 hPa), rendendo difficile l'esplorazione del pianeta anche alle sonde automatiche. Le sonde sovietiche Venera, che per prime vi atterrarono con successo, erano strutturate come batiscafi, eppure ressero solo un paio d'ore alle ostili condizioni atmosferiche. (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2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、1978年に打ち上げられた探査機パイオニア・ヴィーナス1号が到着してレーダー探査を実施するまでは、金星の地表を調べられなかった。 (ja)
- Atmosfera Wenus – warstwa gazów otaczająca planetę Wenus. Składa się głównie z dwutlenku węgla i jest dużo gęstsza oraz gorętsza od atmosfery Ziemi. Temperatura przy powierzchni planety wynosi 740 K (467 °C), ciśnienie 93 bary (9,3 MPa, równe panującemu około 900 m pod powierzchnią wody na Ziemi), natomiast gęstość 67 kg/m³. W atmosferze Wenus obecne są nieprzezroczyste chmury kwasu siarkowego, co powoduje, że powierzchnia planety nie jest widoczna ani z Ziemi, ani sond orbitalnych – jej ukształtowanie znane jest wyłącznie na podstawie badań radarowych. Oprócz dwutlenku węgla drugim głównym składnikiem atmosfery jest azot, którego zawartość wynosi 3,5%; pozostałe gazy znajdują się w ilościach śladowych. Poza samą powierzchnią, gdzie wiatry nie przekraczają 2,8 m/s (10 km/h), atmosfera Wenus znajduje się w intensywnym ruchu. W najniższej z jej warstw, troposferze, wieją potężne wiatry (100 m/s, 360 km/h). Prędkość ta jest szczególnie duża w porównaniu z powolną rotacją Wenus: planeta obraca się wokół własnej osi w ciągu 243 dni ziemskich, wiatry natomiast okrążają ją w jedynie 4 dni, czyli 60 razy szybciej – zjawisko to nazywane jest . Ponad troposferą znajduje się spokojniejsza pod tym względem mezosfera, a ponad nią termosfera. Przepływ gazów w termosferze ponownie się wzmaga, ale według zupełnie innego schematu – ogrzane i częściowo zjonizowane gazy przepływają tam z dziennej na nocną stronę planety. W przeciwieństwie do Ziemi Wenus nie generuje własnego pola magnetycznego. W wyniku oddziaływania planety z cząstkami wiatru słonecznego posiada ona wprawdzie tak zwaną magnetosferę indukowaną, nie stanowi ona jednak tak skutecznego zabezpieczenia przed wiatrem słonecznym, jak jest to na przykład w przypadku Ziemi – lżejsze gazy, w tym para wodna, są stale porywane („wydmuchiwane”) z atmosfery planety. Podejrzewa się, że atmosfera Wenus około 4 miliardy lat temu była dużo bardziej zbliżona do ziemskiej (zob. pierwsza, druga i trzecia atmosfera Ziemi), umożliwiając występowanie ciekłej wody na powierzchni planety. Para powstała w wyniku wyparowania powierzchniowych zbiorników mogła stanowić pierwszy gaz cieplarniany, który przed ucieczką w przestrzeń kosmiczną zdążył zapoczątkować wzrost stężenia kolejnych. Doprowadziło to do niekontrolowanego efektu cieplarnianego, który ukształtował planetę taką, jaką jest dzisiaj. Mimo ekstremalnych warunków panujących na powierzchni planety, ciśnienie i temperatura panujące na wysokości 50–65 km są prawie takie same, jak przy powierzchni Ziemi. Górne warstwy atmosfery Wenus są w związku z tym najbardziej zbliżonym do Ziemi środowiskiem w całym Układzie Słonecznym, bardziej nawet niż powierzchnia Marsa. Ponieważ powietrze ziemskie jest rzadsze od atmosfery Wenus, możliwe fizycznie byłoby stworzenie napełnionych nim balonów, które utrzymywałyby stałą wysokość i zapewniały warunki do życia dla ludzi. Z tego powodu górne warstwy atmosfery Wenus są proponowane jako miejsce badań, a nawet kolonizacji planety. Pierwszą osobą, która wysunęła hipotezę o obecności atmosfery na Wenus, był rosyjski uczony Michaił Łomonosow. Podczas końcowej fazy tranzytu Wenus w roku 1761 zaobserwował on łuk światła po stronie planety, która nie znajdowała się już bezpośrednio na tle Słońca. Zjawisko to wytłumaczył refrakcją w atmosferze. (pl)
- 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)
- Venus atmosfär är tjockast i hela solsystemet. Atmosfärtrycket vid ytan är 93 bar eller ca 90 gånger jordens lufttryck. Atmosfären består av 96,5 % koldioxid och Venus är solsystemets varmaste planet. En kombination av mycket tät atmosfär och vulkanisk aktivitet bidrar till höga atmosfäriska temperaturer, upp emot 500 °C. (sv)
- 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 °C), а давление — около 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). На ночной стороне в верхних слоях атмосферы Венеры зондом Venus Express обнаружены стоячие волны. 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 ветры 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 (причём даже больше, чем на поверхности Марса). Из-за сходства давления и температуры, а также того факта, что смесь для дыхания человека (20,9476 % кислорода, 78,084 % 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)
- Атмосфе́ра Вене́ри — газова оболонка, що оточує Венеру. Набагато щільніша та гарячіша, ніж атмосфера Землі: її температура на середньому рівні поверхні становить 740 К (467 °С) при тиску близько 93 бар. Складається переважно з вуглекислого газу та азоту; інші речовини наявні тільки в слідових кількостях. Містить хмари з сірчаної кислоти, що унеможливлюють спостереження поверхні в видимому світлі, і прозора лише в радіо- та мікрохвильовому діапазонах, а також на окремих ділянках ближньої інфрачервоної області. Атмосфера Венери знаходиться в стані сильної циркуляції та обертання. Вона робить повний оберт усього за чотири земних дня, що в багато разів менше періоду обертання планети (243 дні). На рівні верхньої межі хмар вітри сягають швидкості 100 м/с (~360 км/год), що перевищує швидкість обертання точок на екваторі планети в 60 разів. Для порівняння, на Землі найсильніші вітри мають від 10 % до 20 % швидкості обертання точок на екваторі. Але швидкість вітру знижується зі зменшенням висоти, досягаючи біля поверхні значень порядку метра на секунду. Над полюсами існують антициклонічні структури, які називаються полярними вихорами. Кожен вихор має подвійне око і характерний S-подібний рисунок хмар. На відміну від Землі, Венера не має магнітного поля, і її іоносфера відділяє атмосферу від космічного простору і сонячного вітру. Іонізований шар не пропускає сонячне магнітне поле, надаючи Венері особливого магнітного оточення. Воно розглядається як індукована магнітосфера Венери. Легкі гази, зокрема водяна пара, постійно здуваються сонячним вітром через індукований хвіст магнітосфери. Є припущення, що близько 4 млрд років тому атмосфера Венери була більше подібна до земної, а на поверхні була рідка вода.Необоротний парниковий ефект, можливо, був викликаний випаровуванням поверхневої води і наступним підвищенням рівнів інших парникових газів. Незважаючи на екстремальні умови на поверхні планети, на висоті 50—65 км атмосферний тиск і температура практично такі самі, як на поверхні Землі. Це робить верхні шари атмосфери Венери найбільш схожими на земні в Сонячній системі (причому навіть більше, ніж на поверхні Марса). Через близькість тиску і температури, а також через той факт, що повітря для дихання (21 % кисню, 78 % азоту) на Венері є газом, що піднімається (як, наприклад, гелій на Землі), верхні шари атмосфери були запропоновані вченими як місце, яке підходить для дослідження та колонізації. (uk)
- 金星的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，因此金星的高層大氣是太陽系中環境最接近地球的地方，甚至比火星表面更類似。因為溫度和壓力相近，並且在金星上可呼吸空氣（21%的氧和78%的氮）是，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)
|
| rdfs:comment
|
- Venušina atmosféra se skládá především z oxidu uhličitého a malého množství dusíku. Předpokládá se, že atmosféra vznikla z části odplyněním vystupujícího magmatu. Tlak na povrchu je více než 90× větší než na Zemi (je ekvivalentní tlaku na Zemi v hloubce 1 km pod hladinou oceánu). (cs)
- 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2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、1978年に打ち上げられた探査機パイオニア・ヴィーナス1号が到着してレーダー探査を実施するまでは、金星の地表を調べられなかった。 (ja)
- Venus atmosfär är tjockast i hela solsystemet. Atmosfärtrycket vid ytan är 93 bar eller ca 90 gånger jordens lufttryck. Atmosfären består av 96,5 % koldioxid och Venus är solsystemets varmaste planet. En kombination av mycket tät atmosfär och vulkanisk aktivitet bidrar till höga atmosfäriska temperaturer, upp emot 500 °C. (sv)
- 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 بكميات زهيدة فحسب. (ar)
- L'atmosfera de Venus comprèn la capa de gas que cobreix la superfície del segon planeta del sistema solar. És molt més densa i més calenta que la terrestre: la temperatura de la superfície és de 740 K (467 °C), mentre que la pressió és de 93 bar. L'atmosfera venusiana té núvols opacs compostos d'àcid sulfúric, el que fa impossible les observacions òptiques de la superfície. Informació sobre la topografia es van obtenir només per les imatges de radar. Els principals gasos atmosfèrics són el diòxid de carboni i el nitrogen. Altres compostos químics són presents només en petites traces. (ca)
- 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 την Ατμόσφαιρα της Γης. Η θερμοκρασία στην επιφάνεια της Αφροδίτης είναι 467 °C, και η πίεση είναι 93 bar (9,3 MPa), ισοδύναμη της πίεσης που επικρατεί σε βάθος 900 μ. στους Γήινους ωκεανούς. 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. Εκτός από το διοξείδιο του άνθρακα περιέχει, επίσης, άζωτο και ίχνη από άλλες χημικές ενώσεις. (el)
- The atmosphere of Venus is the layer of gases surrounding Venus. It is composed primarily of supercritical 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 (1,350 psi), roughly the pressure found 900 m (3,000 ft) underwater on Earth. The Venusian atmosphere supports opaque clouds 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 atmosfero de Venuso estas la tavolo de gasoj ĉirkaŭantaj Venuson. Ĝi estas pli densa kaj dika ol tiu de la Tero. La temperaturo kaj la premo ĉe la surfaco estas respektive je 740 K (estas proksimume 470 °C) kaj je 93 baroj. La netravideblaj nuboj entenantaj sulfitan acidon flosas en la atmosfero kaj, pro ili, la optika observado de la surfaco tute neeblas. La informoj koncerne la topografio de Venuso estis konataj ekskluzive per bildigo radara. La ĉefaj atmosferaj gasoj de Venuso estas dioksido de karbono kaj nitrogeno. La aliaj gasoj aperas nur spure. (eo)
- Artizarraren atmosfera Lurraren atmosferaekin alderatuta oso dentsoa da, %96,5 karbono dioxidoz eta %3,5 nitrogenoz osatua, beste gas batzuekin batera, batez ere sufre dioxidoa. Atmosferaren masa Lurrekoa baino 93 aldiz handiagoa da, gainazaleko presioa 92 aldiz handiagoa den bitartean, gutxi gorabehera Lurreko ozeanoetan 900-1.000 metroko sakoneran dagoen presioa. Dentsitatea gainazalean 65 kg/m3 da, urarenaren %65 eta 50 aldiz dentsoago Lurreko atmosfera baino presio eta tenperaturaren baldintza normaletan. aberastasun handiak berotegi-efektu izugarri bat sortzen du, Eguzki-sistemako handiena, tenperatura 735 K-ra (462 ºC) baino gehiagora igoz egunez zein gauez. Merkurio baino beroagoa da, nahiz eta Eguzkitik askoz urrunago egon eta erradiazio gutxiago jaso. Tenperatura hau esterilizazi (eu)
- La atmósfera de Venus es la capa de gases que rodea a Venus. Está compuesto principalmente de dióxido de carbono supercrítico y es mucho más denso y caliente que el de la Tierra. La temperatura en la superficie es de 740 K (467 °C, 872 °F), y la presión es de 93 bar (1350 psi), aproximadamente la presión que se encuentra a 900 m (3000 pies) bajo el agua en la Tierra. La atmósfera venusiana soporta nubes opacas de ácido sulfúrico, lo que hace imposible la observación óptica de la superficie basada en la Tierra y orbital. La información sobre la topografía se ha obtenido exclusivamente mediante imágenes de radar. Aparte del dióxido de carbono, el otro componente principal es el nitrógeno. Otros compuestos químicos están presentes sólo en pequeñas cantidades. (es)
- Atmosfer Venus adalah lapisan gas yang menyelubungi Venus, terutama tersusun dari karbon dioksida dan jauh lebih padat dan lebih panas daripada atmosfer Bumi. Suhu di permukaan adalah 740 K (467 °C, 872 °F), dan tekanannya adalah 93 bar (9,3 MPa). Atmosfer Venus memiliki awan buram yang terbentuk dari asam sulfat, sehingga pengamatan optika dari Bumi dan observasi permukaannya menjadi mustahil. Informasi mengenai topografi telah diperoleh secara eksklusif melalui pencitraan radar. Selain karbon dioksida, komponen utama lainnya adalah nitrogen. Senyawa kimia lainnya ditemukan hanya dalam jumlah yang sangat kecil. (in)
- 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 plus chaude que celle de la Terre. La température et la pression à la surface sont respectivement de 740 kelvins (466,85 °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 le diazote. Les autres composants sont présents seulement sous forme de traces. (fr)
- 태양계 두 번째 행성인 금성의 대기는 지구의 대기와 아주 다르다. 지구의 대기에 비해 금성의 대기는 밀도가 더 높고, 무거우며, 더 높은 고도까지 펼쳐져 있다. 대기의 구름은 레이다나 다른 수단을 이용하지 않으면 표면을 관찰할 수 없게 만들었고, 높은 반사율 때문에 1989년 마젤란 탐사선이 도착하기 전까지는 표면의 레이다 정보를 얻을 수 없었다. 금성 대기의 대부분은 이산화탄소로 구성되어 있다. 이산화탄소는 온실효과를 일으켜 금성 표면의 온도를 높게 유지한다. 금성은 지상의 기압이 아주 높고 온도도 최대 섭씨 477도가 되기 때문에 금성으로 간 탐사기들이 대부분 지상까지 가지 못 하거나 도착한 후 1시간 정도밖에 연락을 할 수가 없었다. 하지만, 금성의 대기는 고도 약50 - 65km에서는 기압과 온도가 지구와 거의 같으며, 이는 태양계에서 지구와 가장 비슷한 환경이라 할 수 있다. 금성에서 사람이 숨쉬는 공기 (21% 산소, 78% 질소)가 지구에 있는 헬륨처럼 자연스럽게 올라가기 때문에, 풍선 같은 모습의 탐사기를 만들어서 사람을 금성으로 보내자는 제안이 있었다. (ko)
- Atmosfera Wenus – warstwa gazów otaczająca planetę Wenus. Składa się głównie z dwutlenku węgla i jest dużo gęstsza oraz gorętsza od atmosfery Ziemi. Temperatura przy powierzchni planety wynosi 740 K (467 °C), ciśnienie 93 bary (9,3 MPa, równe panującemu około 900 m pod powierzchnią wody na Ziemi), natomiast gęstość 67 kg/m³. W atmosferze Wenus obecne są nieprzezroczyste chmury kwasu siarkowego, co powoduje, że powierzchnia planety nie jest widoczna ani z Ziemi, ani sond orbitalnych – jej ukształtowanie znane jest wyłącznie na podstawie badań radarowych. Oprócz dwutlenku węgla drugim głównym składnikiem atmosfery jest azot, którego zawartość wynosi 3,5%; pozostałe gazy znajdują się w ilościach śladowych. (pl)
- 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 °C), а давление — около 93 бар. (ru)
- 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)
- 金星的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，因此金星的高層大氣是太陽系中環境最接近地球的地方，甚至比火星表面更類似。因為溫度和壓力相近，並且在金星上可呼吸空氣（21%的氧和78%的氮）是，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)
- Атмосфе́ра Вене́ри — газова оболонка, що оточує Венеру. Набагато щільніша та гарячіша, ніж атмосфера Землі: її температура на середньому рівні поверхні становить 740 К (467 °С) при тиску близько 93 бар. Складається переважно з вуглекислого газу та азоту; інші речовини наявні тільки в слідових кількостях. Містить хмари з сірчаної кислоти, що унеможливлюють спостереження поверхні в видимому світлі, і прозора лише в радіо- та мікрохвильовому діапазонах, а також на окремих ділянках ближньої інфрачервоної області. (uk)
|
.jpg){kind=link}
.jpg){kind=link}
