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金星大气层

概述

金星的大气层是由俄罗斯科学家米哈伊尔·瓦西里耶维奇·罗蒙诺索夫于1761年在圣彼得堡观测金星凌日时发现的。它比地球大气层更为厚重与浓密，其表面温度为740 K或467°C，而气压则为93大气压[1]，主要为二氧化碳所构成。金星的大气层中有硫酸形成的不透明云，因此在地球或金星环绕探测器上不可能以可见光观测金星表面。金星表面的地形是以雷达成像的方式探测得知[1]。金星大气层主要由二氧化碳和氮组成，以及少许痕量气体（英语：Trace_gas）[1]。

金星大气层

破晓号于2016年拍摄的金星紫外光影像，显示可见光下不易观察到的云带结构。

一般资讯[1]
高度 250公里
平均气压 92 bar或9.2 MPa
大气总质量 4.8 × 1020 kg
成分[1][2]
二氧化碳 96.5 %
氮 3.5 %
二氧化硫 150 ppm
氩 70 ppm
水蒸汽 20 ppm
一氧化碳 17 ppm
氦 12 ppm
氖 7 ppm
氯化氢 0.1–0.6 ppm
氟化氢 0.001–0.005 ppm

金星的大气层受到超高速大气环流和超慢速自转影响[3]。金星的大气环流只需要四个地球日就可以环绕金星一周，但金星的恒星日却有243日。金星的风速最高可达到100 m/s或360 km/h[3]，是金星自转速度的60倍；而地球最高速的风速度只有地球自转速度的10%到20%[4]。另一方面，金星的风速随高度下降而降低，在表面时风速大约是10 km/h[5]。金星两极则有属于反气旋的极地涡旋。每个气旋都有两个风眼，并且有特殊的S型云结构[6]。

金星和地球不同的是它缺乏磁场，而金星的电离层将大气层和太空以及太阳风分离。电离层将太阳磁场隔离，使金星的磁场环境相当特殊，造成金星的磁层是“诱发磁层”。包含水蒸气等较轻气体则持续被太阳风经由诱发磁尾吹出金星大气层[3]。推测40亿年前的金星大气层与表面有液态水的地球大气层相当类似。失控温室效应（Runaway greenhouse effect）造成金星表面的液态水蒸发，并且使其他温室气体含量上升[7][8]。

尽管金星表面的状况相当严苛，在金星大气层50到65公里高的地方气压与温度却与地球相若，因此金星的高层大气是太阳系中环境最接近地球的地方，甚至比火星表面更类似。因为温度和压力相近，并且在金星上可呼吸空气（21%的氧和78%的氮）是上升气体（英语：Lifting_gas），类似地球大气层中的氦，因此有人提出可在金星的高层大气进行探测和殖民[9]。

2013年1月29日，欧洲空间局科学家宣布金星电离层物质外流的模式与“类似条件下来自彗星彗核的离子尾”类似[10][11]。

结构与组成 编辑

组成 编辑

 
有关金星大气层成分的圆饼图。 右方的圆饼图显示大气中微量成分的总含量仍不及大气的0.1%，这包括二氧化硫、氩、水蒸气、一氧化碳、氦和氖等。

金星的大气层主要由二氧化碳、少量的氮和其他的微量气体组成。氮在金星大气层的量相对地比二氧化碳为少，但是因为金星的大气层比地球的更为厚重与浓密，因此尽管地球大气层有78%是氮，在金星大气层中氮的总含量仍大致是地球的四倍[1][12]。

金星的大气层内包含少量的让人感兴趣的化合物，其中包含一些以氢为主的化合物，例如氯化氢和氟化氢。其他还有一氧化碳、水蒸气和氧分子等等[2][3]。氢原子在金星大气层中的数量相对较少，因此理论上大量的氢被认为消失在太空中[13]，而剩余的氢绝大多数形成硫酸（H2SO4）和硫化氢（H2S）。金星大气层中的氢大量流失可由大气层中极高的 D/H 含量比值得知[3]。该比值在金星大气层中大约是0.025，远高于地球大气层的1.6×10−4[2]。此外，在金星高层大气层这个值更高达1.5[2]。

2020年9月14日，英国科学家团队在英国《自然·天文学》杂志发表文章，表示首次在金星大气中探测到了磷化氢气体[14]。

 
罗蒙诺索夫于1761年发现金星大气层时的纪录。

对流层 编辑

金星的大气层依照高度被分为数个部分。而金星大气层中密度最高的部分则是从表面至65公里高处的对流层。在类似火炉中环境的金星表面风速相当低[1]，但在对流层顶的温度和压力与地球表面类似，而且云的移动速度达到100 m/s[3][15]。

金星表面的大气压是地球表面的92倍，相当于海面下910米深处的水压。大气层总质量是4.8×1020千克，是地球的93倍，表面密度是67 kg/m3，是地球表面液态水的6.5%[1]。金星表面因为压力极高，会使超临界二氧化碳不再以气体形式出现，而是超临界流体。超临界二氧化碳会形成覆盖整个金星表面的另一种形式的海洋，而这种海洋的传热率极高，让金星昼夜（各56地球日）之间的温度变化极低[16]。

金星大气层中大量的二氧化碳和水蒸汽、二氧化硫等气体造成金星表面剧烈的温室效应，吸收了大量来自太阳的辐射能，使金星表面温度高达740 K（467°C）[12]，高于其他的太阳系行星，甚至高于接受太阳辐射能是金星四倍的水星（最高温700 K）[17]。金星表面的平均温度高于铅（600 K，327°C）、锡（505 K，232°C）、锌（693 K，420°C）的熔点。金星厚重的对流层也让它的白昼与黑夜两个半球之间温度差异很小，即使金星的逆向自转速度极慢，使金星的太阳日达到116.5个地球日。金星的夜晚长达58.3个地球日[1]。

金星大气层状况
 
高度
（公里）		 温度
（°C）		 大气压力
（标准大气压）
0 462 92.10
5 424 66.65
10 385 47.39
15 348 33.04
20 306 22.52
25 264 14.93
30 222 9.851
35 180 5.917
40 143 3.501
45 110 1.979
50 75 1.066
55 27 0.5314
60 −10 0.2357
65 −30 0.09765
70 −43 0.03690
80 −76 0.004760
90 −104 0.0003736
100 −112 0.00002660

金星的对流层质量占金星大气层总质量的99%，金星大气层90%的质量聚集在高度28公里以下的范围以内。相较之下，地球大气层90%的质量聚集在高度10公里以内范围。在金星大气层高度50公里处的气压大约与地球表面的气压相等[18]。在金星的夜半球部分云的高度可达到80公里[19]。

金星对流层和中气层边缘类似地球的对流层顶，高度大约稍高于50公里[15]。根据麦哲伦号金星探测器和金星快车的观测资料，在高度52.5到54公里处的温度大约在293 K（20 °C）和310 K（37°C）之间，而高度49.5公里处的气压则与地球海平面大气压相等[15][20]。如果将载人空间探测器送往金星，将可以补偿温度在一定程度上的差异。在高度50到54公里或更高区域的任一处将是最容易进行探测甚至殖民的地方。该区域的温度将是关键性的液态水存在范围，即273 K（0°C）和323 K（50°C），并且气压和地球上适合人类居住的区域相同[9][21]。因为二氧化碳较人类呼吸的空气重，这个“殖民地”的“空气”（氮和氧）将可让殖民地的建筑结构可以像飞船一样漂浮。

环流 编辑

金星对流层的环流遵循所谓的旋衡近似[3]。它的风速大致由气压梯度（英语：Pressure gradient）和离心力在几乎纯粹的纬向气流（英语：Zonal_flow）中平衡的关系确定。相反的是，地球大气层的环流是受到地转平衡的影响[3]。金星的风速只有在对流层高处大约60到70公里处（对流层顶）处可被直接量测到，而这个高度对应于金星的上层云盖[22]。金星云层的运动经常是以紫外线进行观测，因为这个波段的对比度最高[22]。在低于纬度50°的线性风速度大约是100 ± 10 m/s，而风的运动方向相对于金星自转是逆向的[22]。风的速度往高纬度就快速下降，在极点处风速甚至是0。这种在云层以上的强烈风造成了金星大气层的超级旋转[3]。换句话说，这些影响整个金星的风速度是高于金星自转的[21]。这个超级旋转是差分的，也就是说金星赤道上的对流层超级自转比中纬度的地区慢[22]。在垂直部分也有巨大的高度梯度，对流层中高度越低风速就以每公里3 m/s的梯度下降[3]。接近金星表面的风速远低于地球表面，大约只有时速数公里（一般低于2 m/s，平均风速大约是0.3到1.0 m/s），但金星表面因为大气层密度甚高，仍足以搬运金星表面的尘埃和小颗粒岩石，就像缓慢的水流[1][23]。

 
金星大气层环流中的经向（南北走向）环流。注意经向环流速度远低于在金星昼半球和夜半球之间输送热量的纬向环流。

金星上的风最终都是由对流驱动[3]。高温气体在太阳辐射加热较集中的赤道区域上升，并且流向两极。这种几乎是行星尺度的对流层内流动则是哈德里环流圈[3]。不过金星环流经向运动的速度远低于纬向运动。金星上哈得里环流圈的纬度极限是接近±60°区域[3]，在这个区域气流会下降到云层下方，并且往赤道区域回流。这个解释被一氧化碳的分布所证实，而一氧化碳确实也聚集在±60°附近区域[3]。哈德里环流圈向极地方向的流动差异模式也被观测到，在纬度60°–70°的区域存在低温的极地“衣领”区（Polar collar）[3][6]。该区域的对流层高处温度较邻近纬度低大约30–40 K[6]。较低的温度可能是因为气体的上升和绝热冷却的结果[6]，在极地“衣领”区的高密度和高度较高的云支持这个解释。在极地“衣领”区的云高度在70到72公里处，比极地或较低纬度区域的云高约5公里[3]。在较低温的极地“衣领”区和位于中纬度，速度达到140 m/s的高速喷射气流可能有一定的联系。这样的气流是哈德里环流圈的自然产物，并且应该存在于纬度55–60°的区域[22]。

在比极地“衣领”区纬度更高的金星极地区域有结构相当特殊的极地涡旋[3]。涡旋是类似地球飓风的巨大风暴，但规模是一般地球飓风的四倍。每个极地涡旋的旋转中心都有两个风眼，而这两个风眼之间有特殊的S型云状结构连接。这样的双风眼结构也被称为“Polar dipoles”[6]。极地涡旋的旋转周期是3个地球日，方向与大气层的超级自转相同[6]。在涡旋边缘附近的线性风速是35–50 m/s，而在极点风速则是0[6]。极地涡旋云层顶的温度远高于附近的极地“衣领”区，达到了250 K（−23°C）[6]。传统解释认为金星极地涡旋是反气旋，气流在中心下降，并在温度较低的极地“衣领”区上升[3]。这种环流模式类似地球极地的冬季反气旋，尤其是在南极洲上空的反气旋。在各种红外线大气窗口的观测结果显示，接近极地的反气旋深度达到了50公里高处，也就是云的底层[6]。极地的高层对流层和中气层的大气动态相当剧烈，巨大而明亮的云可以在该区域数小时内出现和消失。2007年1月9日到13日之间金星快车的观测发现了前述现象，当时南极区的亮度也因此增加30%[22]。这可能是因为二氧化硫进入中气层造成，而这些气体凝结后形成明亮的霾[22]。而极地涡旋的双风眼至今仍无相关解释[24]。

 
由伽利略号探测器以波长2.3 μm 观测金星大气层深处的红外线假色影像。暗色斑点则是映衬释放出热红外线辐射高温低层大气的云。

金星上的第一个极地涡旋是于1978年由先驱者金星计划在金星北极探测到[25]。而第二个双风眼极地涡旋则是于2006年夏季由金星快车在金星南极被观测到，科学家并未因此感到惊讶[24]。

高层大气与电离层 编辑

金星大气层的中气层是自65公里到120公里高，热层则自120公里高开始，大气层顶（散逸层）高度大约是220到350公里[15]。在散逸层以上的高度大气层内气体粒子之间毫无碰撞运动。

金星的中气层可再分成两层：较低的一层在62到73公里高之间[26]；较高的一层则在73到95公里之间[15]。较低层的温度大约是230 K（−43°C），并与云盖顶部相接。较高层温度则持续下降，直到大约95公里高处中气层顶开始的165 K（−108°C）[15]，这是金星昼半球大气层最低温处[2]。昼半球的中气层顶，即中气层和热层交界的高度大约在95到120公里之间，温度则上升至大约300到400 K（27到127°C），这是热层中普遍的温度[2]。相较之下金星夜半球的热层则是金星温度最低之处，只有100 K（−173°C），甚至被称为冰冻层[2]。

金星上层中气层与热层的环流模式是和低层大气完全不同的[2]。在90到150公里高处的金星气体自昼半球向夜半球移动，并且在昼半球气体上升，夜半球气体下降。在夜半球下降的气体造成了气体的绝热加热，并在90到120公里高处的夜半球中气层形成一个暖层[2]。该暖层的温度是230 K（−43°C），远高于夜半球中气层的典型温度100 K（−173°C）[2]。来自昼半球的气体还带有氧原子，这些氧原子是来自于重组后的可长期存在的单态（1Δg）激发态氧分子，之后结构会松弛并释放波长1.27 μm的红外线辐射。这样的辐射发生于90到100公里高处，并且常被空间探测器或地球天文台观测到[27]。夜半球的中气层高层和热层也是非局部热力学平衡（non-LTE）二氧化碳和一氧化氮分子辐射的来源，这即是夜半球热层温度较低的原因[27]。

金星快车已经经由掩星法确认金星大气层中的霾在夜半球高度会远高于昼半球。在昼半球云盖厚度20公里，并且延伸至65公里高处；而夜半球的云盖是由达到高度90公里（中气层）的极厚的霾组成，而较透明的霾高度更延伸至105公里处[19]。2011年金星快车发现金星大气层在100公里高处有薄层的臭氧层[28]。

金星的电离层位于120到300公里高处[15]，几乎和热层相重合。高度电离的状态只在金星昼间出现，在夜间电子的浓度几乎是0[15]。金星的电离层总共可分为3层：120到130公里高的 v1 层、140到160公里高的 v2 层和200到250公里高的 v3 层[15]。可能在接近180公里高处还有另一层。最大电子单位密度是在接近日下点的 v2 层中，达到3×1011 m−3[15]。电离层的上部界线（电离层顶）位于高度约220到375公里处，并且分隔诱发磁层内的等离子体和来自行星的等离子体[29][30]。v1 和 v2 层中的离子主要是 O2+，而 v3 层则是O+[15]。观测到的电离层等离子体动态是在昼间会发生太阳光电离，夜间离子和电子重新结合，这些过程主要和等离子体被加速到被观测到的速度相关。而出现的等离子体流足以维持夜间电离层离子密度在被观测到的中位数或该值附近[31]。

诱发磁层 编辑

 
金星磁层和太阳风的交互作用。本图显示了金星诱发磁层的成分。

金星并没有发现磁场的存在[29][30]。目前金星缺乏磁场的原因仍不明朗，但可能与金星自转速度极慢或金星地幔缺乏对流运动有关。金星只有由太阳风延伸的太阳磁场而产生的诱发磁层[29]。这个机制就是磁力线在障碍物周围缠绕的状况，而这里的金星就是障碍物。金星的诱发磁层有弓形激波、磁层鞘、磁层顶和包含电流片（英语：Current_sheet）的磁尾[29][30]。

在太阳日下点处，金星的弓形激波在金星表面以上1900公里或0.3倍金星直径，这个距离是在2007年太阳极小期时量测的[30]。在太阳极大期时弓形激波距离可能会是极小期时的数倍[29]。磁层顶的高度则为300公里[30]，而电离层的上层界线在接近250公里处。在磁层顶和电离层点之间存在一个磁屏障，这是一个局部增强的磁场，可防止来自太阳的等离子体更加深入金星大气层－至少是在太阳极小期的时候。磁屏障内的磁场强度达到了40 nT[30]。磁尾则延伸至10倍金星半径处，是金星磁层中活动最剧烈处。磁力线重新连结的过程和粒子加速（英语：Particle_acceleration）都在磁尾发生。在磁尾的电子和离子能量大约是100 eV到1000 eV[32]。

因为金星缺乏内在磁场，太阳风可以深入金星散逸层较深处，并造成大量大气层损失[33]，这些散失气体主要是通过磁尾散逸。目前金星散逸的离子主要是 O+、H+ 和 He+。氢和氧的散逸比大约是2，代表正在流失水（根据化学计量法）[32]。

云 编辑

金星的云层厚度极大，并且是由二氧化硫和硫酸液滴组成[34]。这些云可将75%的太阳辐射反射[35]，因此一般的成像无法拍摄到金星的表面[1]。这些云对太阳光的反射量几乎和太阳的入射光量相等，让金星探测器在探测云层顶时可以利用和云层外几乎等量的太阳能，并且太阳能电池可以嵌合在探测器任一处[36]。

金星上的云让很少量太阳光可以直接照射到金星表面。金星表面的光量只有5,000–10,000 lux，能见度只有3公里，因此可以知道探测器是无法在金星表面利用太阳能的。金星表面的湿度少于0.1%[37]。事实上因为金星的云层极厚和云本身的高反照率，金星表面从太阳接收到的能量是少于地球的。

 
本影像是由木星探测器伽利略号探测器在1990年飞掠金星时拍摄的。规模较小的云结构已被强化，而偏蓝的色调则是以紫外线滤镜拍摄。

金星高层大气中的硫酸是由二氧化硫、二氧化碳和水蒸汽因为太阳光引发的光化学反应而形成。波长小于169 nm的紫外线可以将二氧化碳光分解为一氧化碳和氧原子。氧原子的活性极高，可以和金星大气层中的二氧化硫反应而形成三氧化硫，再和水蒸气结合形成硫酸，可见以下化学式：

CO2 → CO + O
SO2 + O → SO3
SO3 + H2O → H2SO4

金星的硫酸雨永远不会到达金星表面，会在到达表面以前受热蒸发形成幡状云[38]。理论上来说，早期的火山活动会将硫喷入大气层中，而高温会阻碍硫被锁定在表面的固体化合物，而地球上也是如此[39]。

金星的云会产生和地球类似的闪电[40]。自从苏联的金星计划探测器首次侦测到闪电开始就一直有争议，不过在2006到2007年金星快车侦测到了被认为与闪电有关的电磁电子波（Electromagnetic electron wave）。这些间歇现象的出现显示了与天气活动相关的模式，而金星上闪电的发生率至少是地球的一半[40]。

2009年一位业余天文学家和金星快车拍摄的影像都显示金星大气层中有一个明亮的斑点。造成该斑点的原因仍不明，有说法指与金星火山活动有关[41]。

生命存在的可能性 编辑

参见：金星生命

因为金星表面的环境相当严苛，至今只有一小部分区域被探测。事实上，目前已知的生命形态不一定和在宇宙其他地方的生命型态相同，而且地球上生命的顽强程度并未被证实。地球上已知的嗜极生物就生存于极端的环境中。目前在地球上已发现多种嗜极生物，例如嗜热生物和超嗜热生物可以在沸点以上的水存活，嗜酸生物可以在 pH 值3甚至更低的环境下生存，聚-嗜极生物可以在多种极端环境下生存[42]。不过金星表面的温度超过450°C，远高于嗜极生物的生存环境，嗜极生物能存活的温度上限只有约100°C以上数十度。

不过也有些非嗜极生物可以在比云层高的高空中生存，并已发现有细菌可在地球的云中生存与繁殖，因此有科学家提出生命也可以在金星的相同区域存活[43]。生活在浓密而混浊的金星云中生物也许可以利用大气中的硫化物防止被太阳辐射伤害[42]。太阳风也许是将这类微生物从金星转移到地球的机制[44]。

金星的大气层中已经发现了足以造成化学不平衡的状态，目前仍需要进一步调查[42]。来自金星计划、先驱者金星计划和麦哲伦号金星探测器任务的资料显示在高层大气中已发现了硫化氢和二氧化硫，以及羰基硫（OCS）。前两种气体会互相反应，这暗示有某种机制产生这两种物质。此外，值得注意的是羰基硫很难透过无机过程产生[43]。另外，常被忽略的事实是其中一个金星计划早期探测器侦测到了金星云盖正下方有大量的氯存在[45]。

有说法指在这样环境下的微生物可能以太阳辐射中的紫外线做为能量来源，这也许可以解释在地球上以紫外线观测时见到的暗斑[46]。大型的非球状云分子也在云盖中被侦测到，目前仍不知道成分[42]。

大气层演化 编辑

透过今日对金星云结构和表面地质的研究可推测太阳的光度自38亿年前至今已经增加了25%[47]，因此一般认为40亿年前的金星大气层更像表面有液态水的地球大气层。失控温室效应可能是因为金星表面水的蒸发以及接下来温室气体量增加导致。因此研究地球气候变化的科学家对金星的大气层状况极为关注[7]。

金星的地质状态显示在最近十亿年内并无液态水存在于表面，不过目前没有理由显示金星和地球的形成过程有不同，并且金星和地球早期的水可能是来自形成行星的岩石或稍后彗星撞击带入的水。科学家的共同观点是液态水在金星表面完全被蒸发已存在了约6亿年，不过大卫·格里普森等人认为金星上液态水可能存在了20亿年[48]。

大多数科学家相信冥古宙时期早期地球的大气层状况也与今日的金星类似，二氧化碳气压达到约100 bar，并且表面温度230°C，甚至可能有硫酸云，直到40亿年前板块运动和早期海洋将大气层中的硫和二氧化碳吸收[49]。早期的金星很可能也有过类似地球的液态水海洋，但在板块运动停止时金星的海洋消失了。金星表面年龄大约是5亿年，因此不会显示任何板块运动的证据[50]。

从地球上的观测与探测器观测 编辑

主条目：金星凌日
 
2004年6月8日的金星凌日，这时在地球上可以光谱学方式观测金星高层大气获得有价值的资讯。

1761年俄罗斯帝国博学家米哈伊尔·瓦西里耶维奇·罗蒙诺索夫在观测金星凌日时发现金星周围有一圈光环，因此下了金星有大气层的结论[51][52]。1940年鲁珀特·怀尔特计算出金星大气层中的二氧化碳含量将会使金星表面温度上升到超过水的沸点[53]，之后于1962年水手2号以辐射计量测金星表面温度确认。1967年金星4号确认金星大气层主要由二氧化碳组成[53]。

金星的高层大气在地球上可以在发生次数不多的金星凌日现象中观测，而该现象最近一次发生是在2012年6月。天文学家以量化天体光谱学分析通过金星大气层的太阳光以了解金星化学组成。2001年首次以这个技术分析太阳系外行星大气层得到决定性的结果[54]，之后的金星凌日是第一次在地球上以光谱方式分析金星大气层而得到决定性结果的机会。金星凌日是少数可以得到目前缺乏的高度65到85公里之间金星大气层资讯的机会[55]。2004年的金星凌日让科学家获得了大量的资料，科学家不但确认了金星高层大气组成，也可以使搜寻太阳系外行星的技术更加精进。金星的大气层大多是吸收了近红外线辐射的二氧化碳，因此容易观察。在2004年金星凌日中，金星大气层所吸收太阳光谱中不同波常的谱线显示了不同高度中大气组成。气体分子运动造成谱线加宽的多普勒效应也被量测到，并被用来判断金星风的模式[56]。

金星凌日是相当少见的天文现象，在2004年以前最近一次金星凌日发生于1882年，最近一次发生在2012年，再之后则要2117年才会再发生[55][56]。

探测任务 编辑

 
NASA新疆界计划可能会有金星内层探测（Venus In-Situ Explorer）。

已结束环绕探测任务的金星快车探测器使用波长1 到5微米的红外线成像光谱（英语：Imaging spectroscopy）对金星大气层进行深入观测[3]。日本 JAXA 于2010年发射的探测器破晓号计划将以2年时间研究金星，包含金星大气层的活动与结构，但在2010年12月入轨失败；2015年12月7日再次入轨成功[57] 。该探测器五个摄影机中的其中一个称为“IR2”的将会探测金星大气层下方的厚云层，以及大气层运动和痕量气体分布。该探测器的轨道与金星表面距离将在300到60000公里之间，可以对金星近距离摄影，并且应可确认金星活火山和闪电的存在[58]。

NASA新疆界计划可能会有金星内层探测将有助于了解导致金星气候变化的过程，并且为之后在金星表面采样后送回地球的任务铺路[59]。

另外一个由 Venus Exploration Analysis Group（VEXAG）提出的任务 Venus Mobile Explorer 则是要研究金星表面和大气层组成与同位素量测，任务时间大约90日，发射日期未定[60]。

建议中的任务 编辑

在金星表面严苛的环境被确认以后，科学家将注意力转移到火星等其他目标。不过最近已经有一些任务计划被提出，而这些任务主要是研究目前所知甚少的金星高层大气。苏联的维加计划在1985年投入两颗气球进入金星大气层，但这两颗气球的电力来源是电池，任务只持续大约2个地球日，在那之后就没有任何对金星高层大气探测的任务。2002年 NASA 的承包商环球宇航（Global Aerospace）曾提出使用一颗气球在金星高层大气停留数百个地球日的计划[61]。

杰弗里·兰迪斯则提出以太阳能飞行器代替气球的方案[21]，而这个想法在2000年代早期以后不时被提出。金星的高反照率可以将大部分的太阳光反射，让金星地表相当暗，而在60公里高的高层大气中向外的太阳能量则达到入射能量的90%，代表太阳能板不管是装置在飞行器上方或下方都可以达到接近相等的效率[36]。此外，金星较地球稍低的重力、极高的气压和慢速自转可提供无止尽的太阳能都使太阳能飞行器被认为是探索金星大气的理想选择。这个计划中的飞行器最适合的操作环境将是在太阳照射下大气压力和风速可让它永久留在大气层中的状况，并且可以下降到较低高度数小时再上升。在云中的硫酸对于有适当保护的探测器是不构成威胁的，而这样的飞行器必须要能在高度45到60公里之间无限期进行量测，除非是遇到机械或其他未预期的问题。兰迪斯也提出以类似火星探测漫游者的探测车探测金星表面的计划，不同的是金星表面的探测车将会是被位于大气层中飞行器电脑传送电波讯号控制的“哑巴”探测车[62]，并且马达等机电系统和晶体管等只需要能承受金星表面状况即可，但较脆弱的微电脑系统以目前技术尚无法承受金星表面高温、高压和酸性环境[63]。

俄罗斯联邦航天局在2006年到2015年的计划中致力于在大约2024年发射金星-D[64][65]。金星-D的主要科学目标将是调查金星大气层的结构与组成，以及金星高层大气、电离层、电活动、磁层和大气逃逸率[66]。

参考资料 编辑

  1. ^ 1.00 1.01 1.02 1.03 1.04 1.05 1.06 1.07 1.08 1.09 1.10 Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. The surface of Venus. Rep. Prog. Phys. 2003, 66 (10): 1699–1734. Bibcode:2003RPPh...66.1699B. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04. 
  2. ^ 2.00 2.01 2.02 2.03 2.04 2.05 2.06 2.07 2.08 2.09 Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; Villard, E.; Fedorova, A.; Fussen, D.; Quémerais, E.; Belyaev, D.; Mahieux, A. A warm layer in Venus' cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO. Nature. 2007, 450 (7170): 646–649. Bibcode:2007Natur.450..646B. PMID 18046397. doi:10.1038/nature05974. 
  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 3.16 3.17 3.18 Svedhem, Hakan; Titov, Dmitry V.; Taylor, Fredric V.; Witasse, Oliver. Venus as a more Earth-like planet. Nature. 2007, 450 (7170): 629–632. Bibcode:2007Natur.450..629S. PMID 18046393. doi:10.1038/nature06432. 
  4. ^ Dennis Normile. Mission to probe Venus's curious winds and test solar sail for propulsion. Science. 2010, 328 (5979): 677. Bibcode:2010Sci...328..677N. PMID 20448159. doi:10.1126/science.328.5979.677-a. 
  5. ^ DK Space Encyclopedia: Atmosphere of Venus p 58.
  6. ^ 6.0 6.1 6.2 6.3 6.4 6.5 6.6 6.7 6.8 Piccioni, G.; Drossart, P.; Sanchez-Lavega, A.; Hueso, R.; Taylor, F. W.; Wilson, C. F.; Grassi, D.; Zasova, L.; Moriconi, M. South-polar features on Venus similar to those near the north pole. Nature. 2007, 450 (7170): 637–640. Bibcode:2007Natur.450..637P. PMID 18046395. doi:10.1038/nature06209. 
  7. ^ 7.0 7.1 Kasting, J.F. Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus. Icarus. 1988, 74 (3): 472–494. Bibcode:1988Icar...74..472K. PMID 11538226. doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9. 
  8. ^ How Hot is Venus?. May 2006 [2012-12-18]. （原始内容存档于2012-01-31）. 
  9. ^ 9.0 9.1 Landis, Geoffrey A. Colonization of Venus. AIP Conf. Proc. 2003, 654 (1): 1193–1198. Bibcode:2003AIPC..654.1193L. doi:10.1063/1.1541418. （原始内容存档于2012-07-11）. 
  10. ^ Staff. When A Planet Behaves Like A Comet. ESA. 2013-01-29 [2013-01-31]. （原始内容存档于2019-05-02）. 
  11. ^ Kramer, Miriam. Venus Can Have 'Comet-Like' Atmosphere. Space.com. 2013-01-30 [2013-01-31]. （原始内容存档于2019-05-03）. 
  12. ^ 12.0 12.1 Clouds and atmosphere of Venus. Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides. [2008-01-22]. （原始内容存档于2011-07-21）. 
  13. ^ Lovelock, James. Gaia: A New Look at Life on Earth. Oxford University Press. 1979. ISBN 0-19-286218-9. 
  14. ^ 金星大气中首次探测到磷化氢. [2020-09-15]. （原始内容存档于2020-09-15）. 
  15. ^ 15.00 15.01 15.02 15.03 15.04 15.05 15.06 15.07 15.08 15.09 15.10 Patzold, M.; Hausler, B.; Bird, M.K.; Tellmann, S.; Mattei, R.; Asmar, S. W.; Dehant, V.; Eidel, W.; Imamura, T. The structure of Venus' middle atmosphere and ionosphere. Nature. 2007, 450 (7170): 657–660. Bibcode:2007Natur.450..657P. PMID 18046400. doi:10.1038/nature06239. 
  16. ^ Fegley, B.; et al. Geochemistry of Surface-Atmosphere Interactions on Venus (Venus II: Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment). University of Arizona Press. 1997. ISBN 0-81-651830-0. 
  17. ^ Prockter, Louise. Ice in the Solar System (PDF). Volume 26. Johns Hopkins APL Technical Digest. 2005 [2009-07-27]. （原始内容 (PDF)存档于2006-09-11）.  |issue=被忽略 (帮助)
  18. ^ Carl R. Nave. The Environment of Venus. Hyperphysics. Department of Physics and Astronomy, Georgia State University. [2008-01-23]. （原始内容存档于2008-02-14）. 
  19. ^ 19.0 19.1 Flying over the cloudy world – science updates from Venus Express. Venus Today. 2006-07-12 [2007-01-17]. （原始内容存档于2007年9月28日）. 
  20. ^ Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles. Shade Tree Physics. [2008-01-23]. （原始内容存档于2008-02-05）. 
  21. ^ 21.0 21.1 21.2 Landis, Geoffrey A.; Colozza, Anthony; and LaMarre, Christopher M. Atmospheric Flight on Venus (PDF). Proceedings. 40th Aerospace Sciences Meeting and Exhibit sponsored by the American Institute of Aeronautics and Astronautics (5). Reno, Nevada, January 14–17, 2002: IAC–02–Q.4.2.03, AIAA–2002–0819, AIAA0. （原始内容 (PDF)存档于2011-10-16）. 
  22. ^ 22.0 22.1 22.2 22.3 22.4 22.5 22.6 Markiewicz, W.J.; Titov, D.V.; Limaye, S.S.; Keller, H. U.; Ignatiev, N.; Jaumann, R.; Thomas, N.; Michalik, H.; Moissl, R. Morphology and dynamics of the upper cloud layer of Venus. Nature. 2007, 450 (7170): 633–636. Bibcode:2007Natur.450..633M. PMID 18046394. doi:10.1038/nature06320. 
  23. ^ Moshkin, B.E.; Ekonomov; Golovin; Ekonomov, A.P., Golovin Iu.M. Dust on the surface of Venus. Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research). 1979, 17: 280–285. Bibcode:1979KosIs..17..280M. 
  24. ^ 24.0 24.1 Double vortex at Venus South Pole unveiled!. European Space Agency. 2006-06-27 [2008-01-17]. （原始内容存档于2008-01-07）. 
  25. ^ Emily Lakdawalla. First Venus Express VIRTIS Images Peel Away the Planet's Clouds. 2006-04-14 [2008-01-17]. （原始内容存档于2007-12-22）. 
  26. ^ 这厚度是在极区的部分，在赤道附近厚度只有65到67公里。
  27. ^ 27.0 27.1 Drossart, P.; Piccioni, G.; Gerard, G.C.; Lopez-Valverde, M. A.; Sanchez-Lavega, A.; Zasova, L.; Hueso, R.; Taylor, F. W.; Bézard, B. A dynamic upper atmosphere of Venus as revealed by VIRTIS on Venus Express. Nature. 2007, 450 (7170): 641–645. Bibcode:2007Natur.450..641D. PMID 18046396. doi:10.1038/nature06140. 
  28. ^ Carpenter, Jennifer. Venus springs ozone layer surprise. BBC. 2011-10-07 [2011-10-08]. （原始内容存档于2011-10-08）. 
  29. ^ 29.0 29.1 29.2 29.3 29.4 Russell, C.T. Planetary Magnetospheres. Rep. Prog. Phys. 1993, 56 (6): 687–732. Bibcode:1993RPPh...56..687R. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001. 
  30. ^ 30.0 30.1 30.2 30.3 30.4 30.5 Zhang, T.L.; Delva, M.; Baumjohann, W.; Auster, H.-U.; Carr, C.; Russell, C. T.; Barabash, S.; Balikhin, M.; Kudela, K. Little or no solar wind enters Venus' atmosphere at solar minimum. Nature. 2007, 450 (7170): 654–656. Bibcode:2007Natur.450..654Z. PMID 18046399. doi:10.1038/nature06026. 
  31. ^ Whitten, R. C.; McCormick, P. T.; Merritt, David; Thompson, K. W.; Brynsvold, R.R.; Eich, C.J.; Knudsen, W.C.; Miller, K.L.; et al. Dynamics of the Venus ionosphere: A two-dimensional model study. Icarus. November 1984, 60 (2): 317–326. Bibcode:1984Icar...60..317W. doi:10.1016/0019-1035(84)90192-1. 
  32. ^ 32.0 32.1 Barabash, S.; Fedorov, A.; Sauvaud, J.J.; Lundin, R.; Russell, C. T.; Futaana, Y.; Zhang, T. L.; Andersson, H.; Brinkfeldt, K. The loss of ions from Venus through the plasma wake. Nature. 2007, 450 (7170): 650–653. Bibcode:2007Natur.450..650B. PMID 18046398. doi:10.1038/nature06434. 
  33. ^ 2004 Venus Transit information page Archive.is的存档，存档日期2012-06-29, Venus Earth and Mars, NASA
  34. ^ Krasnopolsky, V.A.; Parshev V.A. Chemical composition of the atmosphere of Venus. Nature. 1981, 292 (5824): 610–613. Bibcode:1981Natur.292..610K. doi:10.1038/292610a0. 
  35. ^ 这是邦德反照率，几何反照率则是85%。
  36. ^ 36.0 36.1 Landis, Geoffrey A. Exploring Venus by Solar Airplane. AIP Conference Proceedings (American Institute of Physics). 2001, 522: 16–18. Bibcode:2001AIPC..552...16L. doi:10.1063/1.1357898. 
  37. ^ Koehler, H. W. Results of the Venus sondes Venera 13 and 14. Sterne und Weltraum. 1982, 21: 282. Bibcode:1982S&W....21..282K. 
  38. ^ Planet Venus: Earth's 'evil twin'. BBC News. 2005-11-07 [2012-12-18]. （原始内容存档于2009-01-06）. 
  39. ^ 存档副本. [2012-12-18]. （原始内容存档于2012-01-31）. 
  40. ^ 40.0 40.1 Russell, C.T.; Zhang, T.L.; Delva, M.; Magnes, W.; Strangeway, R. J.; Wei, H. Y. Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere. Nature. 2007, 450 (7170): 661–662. Bibcode:2007Natur.450..661R. PMID 18046401. doi:10.1038/nature05930. 
  41. ^ Experts puzzled by spot on Venus. BBC News. 2009-08-01 [2012-12-18]. （原始内容存档于2019-07-01）. 
  42. ^ 42.0 42.1 42.2 42.3 Cockell, Charles S. Life on Venus. Plan.Space Sci. 1999, 47 (12): 1487–1501. Bibcode:1999P&SS...47.1487C. doi:10.1016/S0032-0633(99)00036-7. 
  43. ^ 43.0 43.1 Landis, Geoffrey A. Astrobiology: the Case for Venus. J. of the British Interplanetary Society. 2003, 56 (7/8): 250–254. （原始内容存档于2011-08-07）. 
  44. ^ Wickramasinghe, N. C.; Wickramasinghe, J. T. On the possibility of microbiota transfer from Venus to Earth. Astrophysics and Space Science. 2008, 317 (1–2): 133–137. Bibcode:2008Ap&SS.317..133W. doi:10.1007/s10509-008-9851-2. 
  45. ^ Grinspoon, David. Venus Revealed: A New Look Below the Clouds of Our Mysterious Twin Planet. Reading, Mass.: Addison-Wesley Pub. 1998. ISBN 978-0-201-32839-4. 
  46. ^ Venus could be a haven for life. ABC News. 2002-09-28 [2012-12-18]. （原始内容存档于2009-08-14）. 
  47. ^ Newman, M.J.; Rood, R. T. Implications of solar evolution for the Earth's early atmosphere. Science. 1977, 198 (4321): 1035–1037. Bibcode:1977Sci...198.1035N. PMID 17779689. doi:10.1126/science.198.4321.1035. 
  48. ^ Bortman, Henry. Was Venus Alive? 'The Signs are Probably There'. Astrobiology Magazine. 2004-08-26 [2008-01-17]. （原始内容存档于2010-12-24）. 
  49. ^ Sleep, N. H.; Zahnle, K.; Neuhoff, P. S. Initiation of clement surface conditions on the earliest Earth. PNAS. 2001, 98 (7): 3666–3672. Bibcode:2001PNAS...98.3666S. PMC 31109  . PMID 11259665. doi:10.1073/pnas.071045698. .
  50. ^ Nimmo, F.; McKenzie, D. Volcanism and Tectonics on Venus. Annu. Rev. Earth Planet. Sci. 1998, 26: 23–51. doi:10.1146/annurev.earth.26.1.23. 
  51. ^ Marov, Mikhail Ya. Mikhail Lomonosov and the discovery of the atmosphere of Venus during the 1761 transit. Proceedings of the International Astronomical Union (Cambridge University Press). 2004, 2004 (IAUC196): 209–219. Bibcode:2005tvnv.conf..209M. doi:10.1017/S1743921305001390. 
  52. ^ Britannica online encyclopedia: Mikhail Vasilyevich Lomonosov. [2012-12-18]. （原始内容存档于2008-07-25）. 
  53. ^ 53.0 53.1 Weart, Spencer, The Discovery of Global Warming （页面存档备份，存于互联网档案馆）, "Venus & Mars （页面存档备份，存于互联网档案馆）", June 2008
  54. ^ Leslie Mullen. Atmosphere of an Extrasolar Planet Detected for the First Time. Astrobiology Magazine. 2001-12-05 [2012-12-19]. （原始内容存档于2014-05-06）. 
  55. ^ 55.0 55.1 Venus' Atmosphere to be Probed During Rare Solar Transit. Space.com. 2004-06-07 [2008-01-17]. （原始内容存档于2014-05-06）. 
  56. ^ 56.0 56.1 NCAR Scientist to View Venus's Atmosphere during Transit, Search for Water Vapor on Distant Planet. National Center for Atmospheric Research and UCAR Office of Programs. 2004-06-03 [2008-01-17]. （原始内容存档于2012-01-31）. 
  57. ^ "Venus Climate Orbiter 'AKATSUKI' Inserted Into Venus' Orbit" （页面存档备份，存于互联网档案馆）; accessed 2015-12-09
  58. ^ Venus Exploration Mission PLANET-C. Japan Aerospace Exploration Agency. 2006-05-17 [2008-01-17]. （原始内容存档于2006-12-08）. 
  59. ^ New Frontiers Program – Program Description. NASA. [2008-01-17]. （原始内容存档于2008-02-26）. 
  60. ^ Venus Mobile Explorer -Description. NASA. [2008-12-23]. （原始内容存档于2012-01-31）. 
  61. ^ Myers, Robert. Robotic Balloon Probe Could Pierce Venus's Deadly Clouds (PDF). SPACE.com. 2002-11-13 [2011-03-23]. （原始内容 (PDF)存档于2012-03-21）. 
  62. ^ Landis, Geoffrey A. Robotic Exploration of the Surface and Atmosphere of Venus. Acta Astronautica. 2006, 59 (7): 570–579. Bibcode:2006AcAau..59..570L. doi:10.1016/j.actaastro.2006.04.011. 
  63. ^ Paul Marks. To conquer Venus, try a plane with a brain. NewScientist.com. 2005-05-08 [2008-01-17]. （原始内容存档于2008-01-02）. 
  64. ^ Russia Eyes Scientific Mission to Venus. 俄罗斯联邦航天局. 2010-10-26 [2012-02-22]. （原始内容存档于2013-05-13）. 
  65. ^ РАН: запуск "Венеры-Д" состоится не ранее 2024 года. Gazieta.ru. 2012-04-09 [2013-09-26]. （原始内容存档于2012-10-16）. 
  66. ^ Scientific goals of the Venera-D mission. Russian Space Research Institute. [2012-02-22]. （原始内容存档于2013-05-10）. 
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