atmosféra
Súčasná predstava o štruktúre atmosféry Venuše sa zakladá na meraniach uskutočnených kozmickými sondami typu Venera, Mariner, Pioneer-Venus, pozemnými pozorovaniami a teoretickými výpočtami. Venušu obklopuje hustá atmosféra tvorená prevažne oxidom uhličitým, (no aj dusíkom, kyslíkom a vodou) čo vytvára mimoriadne silný skleníkový efekt, ktorý zvyšuje teplotu povrchu na viac ako 400°C, v oblastiach blízko rovníka dokonca až na 500°C. (Pri takejto teplote by sa nachádzali v tekutom stave napr. cín, olovo čizinok). Venušin povrch je teda teplejší než Merkúrov, aj keď je vo viac ako dvojnásobnej vzdialenosti odSlnka a prijíma teda iba 25 % slnečného žiarenia (2613,9 W/m² v hornej vrstve atmosféry, ale iba 1071,1 W/m² na povrchu). Vďaka tepelnej zotrvačnosti a prúdeniu v hustej atmosfére sa teplota na dennej a nočnej strane Venuši výrazne nelíšia, aj keď je jej rotácia extrémne pomalá (menej ako 1 otočka počas Venušinho roku; na rovníku rotuje Venušin povrch rýchlosťou iba 6,5 km/h). Vetry v hornej vrstve atmosféry obkrúžia planétu iba za 4 (pozemské) dni a napomáhajú tak rozvodu tepla. Atmosférický tlak na povrchu dosahuje až okolo 9 MPa, čo je 90 krát viac ako na Zemi (je ekvivalentný tlaku na Zemi v hĺbke 1 km pod hladinou oceánu). V atmosfére dochádza aj k elektrickým výbojom, aj keď asi 1000-krát zriedkavejšie ako v zemskej atmosfére. Vrcholky mrakov majú teplotu približne −45°C. Oficiálna priemerná teplota povrchu Venuše, ako ju určila NASA, je 464°C. Minimálnu teplotu majú práve vrcholky mrakov, teplota na povrchu nikdy neklesá pod 400°C. Mraky, ktoré sa skladajú predovšetkým z oxidu siričitého a kvapôčok kyseliny sírovej, celkom obklopujú planétu a skrývajú ľudskému okuvšetky detaily povrchu. Slnečné žiarenie je kvôli nim na povrchu Venuše veľmi zoslabené, stále asi také, ako pri celkom zamračenej oblohe na Zemi. Hlavná oblačnosť sa nachádza vo výške približne 50 až 70 km nad povrchom. (Na Zemi väčšina oblakov nepresiahne výšku 12 km). Hrubá vrstva mrakov odráža väčšinu slnečného svitu späť do vesmíru. To bráni ďalšiemu zohrievaniu Venušinho povrchu a spôsobuje, žebolometrické albedo dosahuje približne 60 % a albedo vo viditeľnom rozsahu svetla je ešte vyššie. Aj keď je k Slnku bližšie ako Zem, povrch Venuše nie je tak dobre zohrievaný a ešte menej osvetlený. Bez skleníkového efektu by sa teplota povrchu Venuše veľmi podobala Zemi. Bežným nedorozumením ohľadne Venuše je chybná viera, že je to silná vrstva mrakov, ktorá zadržuje teplo. Opak je pravdou. Povrch planéty by bol omnoho teplejší, keby vrstva mrakov neexistovala. Je to iba ohromné množstvo CO2 v atmosfére, čo spôsobuje zadržiavanie tepla mechanizmom skleníkového efektu. Vo viditeľnom spektre je vonkajšia štruktúra mrakov pomerne nevýrazná. Kontrastnejšie sa zobrazí na snímkach zhotovených v ultrafialovomalebo infračervenom žiarení. V horných vrstvách atmosféry vanú silné vetry s rýchlosťou 350 km/h, na povrchu sú však vetry veľmi slabé, ich rýchlosť nepresahuje niekoľko kilometrov za hodinu. Na druhej strane, vzhľadom k vysokej hustote Venušinej atmosféry na povrchu, aj tieto pomalé vetry veľmi silno pôsobia na prekážky. Rotačná od planéty zviera s kolmicou na ekliptiku len nevýrazný uhol 3°. Slnečné žiarenie teda počas celého roka výraznejšie zohrieva atmosféru na rovníku ako na póloch. Vyžarovanie atmosféry je však napriek tomu rovnaké na všetkých šírkach. Je to preto, lebo medzi pólmi a rovníkom existuje výdatné prúdenie nazývané Hadleyho bunky. Zohriaty vzduch nad rovníkom stúpa, presúva sa k pólom kde ochladne, klesá k povrchu a vracia sa späť k rovníku. Toto prúdenie prebieha v hlavnej oblačnej vrstve. V smere od východu na západ ho križuje oveľa rýchlejšie prúdenie vyvolané neobyčajne rýchlou rotáciou atmosféry Venuše. Podobný typ prúdenia, avšak v oveľa menších výškach, existuje aj na Zemi.[3]Atmosféra [upraviť]
Oblačnosť [upraviť]
Atmosférické prúdenie [upraviť]