Jaké jsou některé vlastnosti atmosféry Venuše?

Venuše, druhá planeta od Slunce, má na povrchové úrovni atmosféru asi 96krát hustší než Země. Atmosféra Venuše se skládá z 96,5% oxidu uhličitého a 3,5% dusíku, o nichž se předpokládá, že je podobná zemské atmosféře přibližně před 4,4 miliardami let. V případě Země byla většina oxidu uhličitého absorbována mořími, která se vysrážela jako uhličitany, ale Venuše postrádá povrchovou vodu nebo biomasu, aby zachytila ​​oxid uhličitý, takže zůstává ve vzduchu.

Venuši lze považovat za extrémní příklad globálního oteplování s průměrnou povrchovou teplotou 461,85 ° C (863 ° F). Není to jen kvůli blízkosti Venuše ke Slunci, ale kvůli „skleníkovému efektu“ - Slunce může dodávat teplo do atmosféry Venuše, ale toto teplo si udržuje díky velkému množství skleníkových plynů - oxid uhličitý, síra kyselina - přítomná. Na Zemi, která má atmosféru 100krát méně hustou, vyzařuje více energie.

Ačkoli povrch Venuše může být považován za jednu z nejvíce neobývatelných oblastí vnitřní sluneční soustavy, přibližně 50-65 km (31-40 mi) nad povrchem je teplota a tlak atmosféry Venuše podobná té na Zemi . Protože je tlak podobný, balóny naplněné dýchatelným vzduchem (21% kyslíku, 78% dusíku) by plavaly na této úrovni, pokud zůstanou strukturálně neporušené. Nejen to, ale bylo možné se vyhnout extrémně pomalé rotaci samotné planety. Rovníkové mraky na této úrovni rotují kolem planety asi jednou za 20 hodin. Kolonie zavěšená tady by byla nesena větrem a zažila pravidelnou noc a den, podobně jako lidé žijící na Zemi. Tyto faktory způsobily, že někteří vědci z vesmíru označili tento region za nejobývanější v sluneční soustavě mimo Zemi, čímž trumfovali na Marsu.

Protože planetě chybí vlastní magnetické pole, atmosféra Venuše je neustále napadena slunečním větrem. Nabitý sluneční vítr odstraňuje atomy vodíku, helia a kyslíku a vytváří dlouhou magnetickou tyč složenou z iontů, která prodlužuje mnoho planetárních průměrů za Venuší.

Atmosféra Venuše je plná mraků kyseliny sírové, které odrážejí 75% přicházejícího světla. Jejich mnoho vrstev historicky sloužilo k zakrytí povrchu Venuše a lidstvo nechalo spekulovat o světě pod nimi. O povrchu Venuše nebylo nic známo až do sedmdesátých let, kdy byly radarové pulzy vysílány na planetu rádiovým dalekohledem 300 mv observatoři Arecibo. Toto odhalilo povrchové rysy jak malý jak 5 km (3 mi) na šířku.