A atmosfera de Vênus
Vênus tem a atmosfera mais massiva dos planetas terrestres, que incluem Mercúrio , terra , e Março . Seu envelope gasoso é composto por mais de 96 por cento dióxido de carbono e 3,5 por cento de nitrogênio molecular. Traços de outros gases estão presentes, incluindo monóxido de carbono, enxofre dióxido, vapor de água, argônio , e hélio . A pressão atmosférica na superfície do planeta varia com a elevação da superfície; na elevação do raio médio do planeta, é cerca de 95 bar, ou 95 vezes a pressão atmosférica na superfície da Terra. Esta é a mesma pressão encontrada a uma profundidade de cerca de 1 km (0,6 milhas) nos oceanos da Terra.
perfil da atmosfera de Vênus Perfil das atmosferas média e inferior de Vênus, derivado de medições feitas pelas sondas atmosféricas da missão Pioneer Venus e outras espaçonaves. Abaixo de 100 km (60 milhas) a temperatura sobe lentamente no início e então mais rapidamente com a diminuição da altitude, ultrapassando bem o ponto de fusão do chumbo na superfície. Em contraste, o vento, que perto do topo da atmosfera média é comparável em velocidade aos ciclones tropicais mais poderosos da Terra, diminui drasticamente para uma leve brisa na superfície. Encyclopædia Britannica, Inc.
A atmosfera superior de Vênus se estende desde as periferias do espaço até cerca de 100 km (60 milhas) acima da superfície. Lá a temperatura varia consideravelmente, atingindo um máximo de cerca de 300-310 Kelvins (K; 80-98 ° F, 27-37 ° C) durante o dia e caindo para um mínimo de 100-130 PARA (-280 a -226 ° F, -173 a -143 ° C) à noite. A cerca de 125 km (78 milhas) acima da superfície está uma camada muito fria com uma temperatura de cerca de 100 K. Na atmosfera média, a temperatura aumenta suavemente com a diminuição da altitude, de cerca de 173 K (−148 ° F, −100 ° C ) a 100 km acima da superfície a aproximadamente 263 K (14 ° F, −10 ° C) no topo da nuvem contínua, que fica a uma altitude de mais de 60 km (37 milhas). Abaixo do topo da nuvem, a temperatura continua a aumentar acentuadamente através da baixa atmosfera, ou troposfera, atingindo 737 K (867 ° F, 464 ° C) na superfície no raio médio do planeta. Esta temperatura é mais alta que a ponto de fusão de chumbo ou zinco .
As nuvens que envolvem Vênus são enormemente espessas. O conjunto de nuvens principal sobe de cerca de 48 km (30 milhas) de altitude para 68 km (42 milhas). Além disso, existem neblinas finas acima e abaixo das nuvens principais, estendendo-se por até 32 km (20 milhas) e até 90 km (56 milhas) acima da superfície. A névoa superior é um pouco mais espessa perto dos pólos do que em outras regiões.
O deck principal de nuvens é formado por três camadas. Todos eles são bastante tênues - um observador, mesmo nas regiões de nuvens mais densas, seria capaz de ver objetos a distâncias de vários quilômetros. A opacidade das nuvens varia rapidamente com o espaço e o tempo, o que sugere um alto nível de atividade meteorológica. Ondas de rádio características de relâmpagos foram observadas nas nuvens de Vênus. As nuvens são brilhantes e amareladas quando vistas de cima, refletindo cerca de 85% da luz do sol que as atinge. O material responsável pela cor amarelada não foi identificado com segurança.
As partículas microscópicas que compõem as nuvens venusianas consistem em gotículas líquidas e talvez também cristais sólidos. O material dominante é altamente concentrado ácido sulfúrico . Outros materiais que podem existir incluem sólidos enxofre , ácido nitrosilsulfúrico e ácido fosfórico. As partículas de nuvem variam em tamanho de menos de 0,5 micrômetro (0,00002 polegada) nas brumas a alguns micrômetros nas camadas mais densas.
Os motivos pelos quais algumas regiões no topo da nuvem parecem escuras quando visualizadas em luz ultravioleta não são totalmente conhecidos. Os materiais que podem estar presentes em quantidades diminutas acima do topo das nuvens e que podem ser responsáveis pela absorção de luz ultravioleta em algumas regiões incluemdióxido de enxofre, enxofre sólido, cloro , e ferro (III) cloreto.
A circulação da atmosfera de Vênus é bastante notável e é única entre os planetas. Embora o planeta gire apenas três vezes em dois anos terrestres, a nuvem apresenta na atmosfera um círculo completo de Vênus em cerca de quatro dias. O vento no topo da nuvem sopra de leste a oeste a uma velocidade de cerca de 100 metros por segundo (360 km [220 milhas] por hora). Esta enorme velocidade diminui acentuadamente com a diminuição da altura, de modo que os ventos na superfície do planeta são bastante lentos - normalmente não mais do que 1 metro por segundo (menos do que 4 km [2,5 milhas] por hora). Muito da natureza detalhada do fluxo para o oeste acima do topo das nuvens pode ser atribuída a maré movimentos induzidos por aquecimento solar. No entanto, a causa fundamental desta super-rotação da densa atmosfera de Vênus é desconhecida e continua sendo um dos mistérios mais intrigantes da ciência planetária.
A maioria das informações sobre as direções do vento na superfície do planeta vem de observações de materiais soprados pelo vento. Apesar das baixas velocidades do vento de superfície, o grande densidade da atmosfera de Vênus permite que esses ventos movam materiais soltos de granulação fina, produzindo características de superfície que foram vistas em imagens de radar. Algumas feições se assemelham a dunas de areia, enquanto outras são rajadas de vento produzidas por deposição ou erosão a favor do vento de características topográficas. As direções assumidas pelas feições relacionadas ao vento sugerem que em ambos os hemisférios os ventos de superfície sopram predominantemente em direção ao equador. Esse padrão é consistente com a ideia de que sistemas simples de circulação em escala hemisférica, chamados células de Hadley, existem na atmosfera venusiana. De acordo com este modelo, os gases atmosféricos sobem à medida que são aquecidos pela energia solar no equador do planeta, fluem em grande altitude em direção aos pólos, afundam na superfície à medida que esfriam em latitudes mais elevadas e fluem em direção ao equador ao longo da superfície do planeta até eles aquecem e sobem novamente. Alguns desvios do padrão de fluxo em direção ao equador são observados em escalas regionais. Eles podem ser causados pela influência de topografia na circulação do vento.
A rajada de vento de direção nordeste a sotavento de um pequeno vulcão em Vênus, em uma imagem de radar feita pela espaçonave Magellan em 30 de agosto de 1991. O vulcão tem cerca de 5 km (3 milhas) de diâmetro, e a rajada de vento é cerca de 35 km (22 milhas) de comprimento. NASA / Goddard Space Flight Center
Uma das principais consequências da maciça atmosfera de Vênus é que ela produz um enorme efeito estufa, que aquece intensamente a superfície do planeta. Por causa de sua cobertura de nuvens contínuas e brilhantes, Vênus, na verdade, absorve menos Do sol luz do que a Terra. No entanto, a luz do sol que penetra nas nuvens é absorvida tanto na baixa atmosfera quanto na superfície. A superfície e os gases da baixa atmosfera, que são aquecidos pela luz absorvida, irradiam novamente essa energia nos comprimentos de onda do infravermelho. Na Terra, a maior parte da radiação infravermelha re-irradiada escapa de volta para o espaço, o que permite que a Terra mantenha uma temperatura de superfície razoavelmente fria. Em Vênus, em contraste, a densa atmosfera de dióxido de carbono e as espessas camadas de nuvens prendem grande parte da radiação infravermelha. A radiação aprisionada aquece ainda mais a baixa atmosfera, em última análise, elevando a temperatura da superfície em centenas de graus. O estudo do efeito estufa venusiano levou a uma melhor compreensão da influência mais sutil, mas muito importante, de gases de efeito estufa na terra atmosfera e uma maior apreciação dos efeitos do uso de energia e de outras atividades humanas no equilíbrio de energia da Terra.
Acima do corpo principal da atmosfera venusiana está a ionosfera. Como o próprio nome indica, a ionosfera é composta por íons , ou partículas carregadas, produzidas tanto pela absorção da radiação solar ultravioleta quanto pelo impacto do vento solar - o fluxo de partículas carregadas saindo do Sol - na atmosfera superior. Os íons primários na ionosfera venusiana são formas de oxigênio (O+e Odois+) e dióxido de carbono (COdois+)
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