Планета Венера

що спускається був декілька зміцнений, що дозволило провести вимірювання підхмарної атмосфери на більш низьких висотах (до 19 км над поверхнею планети).

Апарат нової конструкції, що Спускається був створений і увійшов до складу станції "Венера-7 ", яка досягла околиць планети в грудні 1970 року. Її апаратура проводила вимірювання не тільки під час спуску у всій товщі атмосфери, але і протягом 53 хвилин на самій поверхні планети. Умови виявилися незвичайно суворими: тиск досягав 90 атмосфер, а температура - до 5000 З; в хмарному простирадлі, що закутує планету, дуже багато вуглекислого газу і мало кисня. Отримані дані про характер порід поверхневого шару Венери. Крім вимірювань атмосферного тиску, щільності і температури були виміряні освітленість і вертикальна структура аерозольного середовища, в тому числі і хмарного шару, визначені швидкості вітру на різних висотах в атмосфері по доплерівському зсуву частоти радіопередавача, проведена гамма-спектроскопія поверхневих порід. Фотометричні вимірювання показали, що хмарний шар тягнеться до висот біля 40 км, оцінена його оптична товщина і прозорість; освітленість на поверхні денної сторони Венери виявилася достатньою для зйомки зображення місця посадки. Уперше отриманий висотний профіль швидкості вітру, який характеризується зростанням швидкості від 0,5 м/сікти у поверхні до 100 м/сікти у верхнього кордону хмар. За змістом природних радіоактивних елементів (уран, торій, калій) поверхневі породи на Венері займають проміжне положення між базальтами і гранітами.

У лютому 1974 року на відстані 6000 км від Венери пройшов американський літаючий зонд "Марінер-10", на якому були встановлені телевізійна камера, ультрафіолетовий спектрометр і інфрачервоний радіометр. Отримані телевізійні зображення хмарного шара використовувалися для дослідження динаміки атмосфери. З допомогою ультрафіолетового спектрометра виявлено і виміряно кількість гелію в атмосфері.

АМС другого покоління.

На станціях другого покоління інформація з апаратів, що спускаються передавалася на орбітальний апарат, а потім ретранслювалася на Землю. Це призвело до значного збільшення кількості інформації, що отримується. Уперше були передані панорамні телевізійні зображення з іншої планети, виміряні на апаратах, що спускаються: щільність, тиск, температура атмосфери, кількість водяної пари, проведені нефелометричні вимірювання часток хмар, вимірювання освітленості в різних дільницях спектра. Для вимірювань характеристик грунту крім гамма-спектрометра використовувався радіаційний плотномір. Штучні супутники дозволили отримати телевізійні зображення хмарного шара, розподіл температури вздовж верхньому кордону хмар, спектри нічного свічення планети, провести дослідження водневої корони, багаторазового радиопросвічування атмосфери і іоносфери, вимірювання магнітних полів і навколопланетної плазми. Дані оптичних вимірювань показали, що енергетичні характеристики венеріанських блискавок в 25 раз перевершують параметри земних блискавок.

На панорамах, складених з телевізійних зображень, переданих з апарату "Венери-9" (деталі якого попали на передній план), що спускається, видно виходи корінних порід; розвали каменів можуть бути результатом зміщень в корі і служити підтвердженням тектонічної активності на Венері. Загалом поверхня Венери - це гаряча суха кам'яниста пустеля.

У 1978 році по міжпланетній трасі пройшли і досягли заданої мети ще два посланці - "Венера-11" і "Венера-12", основною задачею яких було детальне дослідження хімічного складу нижньої атмосфери методами маси-спектрометрії, газової хроматографії, оптичної і рентгенівської спектроскопії. Були виміряно кількість азоту, окислу вуглеводню, двоокисі сірки, водяної пари, сірки, аргону, неону, отримані детальні дані по поглинанні сонячного випромінювання на різних висотах в атмосфері, необхідні для вивчення його теплового режиму. Спеціальним приймачем були зареєстровані імпульси електромагнітного випромінювання, вказуючі на існування електричних зарядів в атмосфері на зразок земних блискавок. Налітаючих апаратах були встановлені ультрафіолетові спектрометри для дослідження складу верхньої атмосфери.

Основна складова атмосфери Венери - вуглекислий газ (96% по об'єму), азот (4%), окись вуглеводню, двоокись сірки, кисня практично немає, зміст водяної пари, мабуть, коливається від 0,1 - 0,4% під хмарними шарами до 15-30% вище за них. Наземними спектроскопічними дослідженнями знайдені також молекули HCl.

Температура атмосфери Венери у поверхні планети (на рівні, відповідному радіусу 6052 км) 735 До, тиск 9 МПа, щільність газу в 60 раз більше, ніж в земній атмосфері.

Температура верхнього кордону хмарного шару в приполярній зоні на 5-10 До вище, ніж у екватора, що, видимо, пов'язано із зміною висоти розташування хмар. Висока температура атмосфери у поверхні пояснюється дією парникового ефекту: згідно з даними прямих вимірювань значна частина сонячного випромінювання (3 - 4%) досягає поверхні і нагріває її, а сильна непрозорість для власного інфрачервоного випромінювання щільної вуглекислої атмосфери з домішкою водяної пари перешкоджає охолодженню поверхні.

Виявлена висока грозова активність Венери: інтенсивність електричних розрядів, що реєструвалася по частоті проходження низькочастотних імпульсів на апаратах, що спускаються "Венера-11" і "Венера-12", виявилася у багато разів вище, ніж на Землі. Очевидно поблизу поверхні Венери виникають електричні поля з напруженістю в сотні кВ/м. Висока грозова активність приблизно пояснюється наявністю діючих вулканів на поверхні Венери.

Один з самих складних за всю історію досліджень Венери комплексний експеримент був здійснений з допомогою АМС "Венера-13" і "Венера-14" (1982 рік). На апаратах, що спускаються була встановлена вдосконалена апаратура хімічного аналізу атмосфери (маси-спектрометри, газові хроматографи, оптичні і рентгенівські спектрометри) для дослідження часток хмарного шара. На цих станціях уперше були отримані кольорові панорами поверхні планети. Апарати, що Спускаються провели буріння грунту (при температурі 4700 З і тиску у поверхні 93,5*105 Па!). Розжарений грунт, здобутий буровою установкою, транспортувався за складній системою трубопроводів всередину міцного корпусу апарату, що спускається, де був проведений його хімічний аналіз. Аналіз дозволив визначити вміст в грунті оксидів магнію, алюмінію, кремнію, заліза, калію, кальцію, титану і магнію. Уперше виміряні електропровідність і механічна міцність грунту, а також виконаний найпростіший сейсмічний експеримент. Програма атмосферних вимірювань дозволила провести вимірювання змісту інертних газів - аргону, неону, криптону, ксенону - і більшості їх ізотопів, що дуже важливо для розуміння процесу формування атмосфери Венери. Адже більшість ізотопів є реліктовими, тобто їх зміст не змінювався з часу формування атмосфери. Крім того, був виконаний комплекс вимірювань змісту сірковміщуючих і інших малих компонентів атмосфери. Ці вимірювання підтвердили, що сірка є основним елементом, що визначає склад венерианських хмар.

Головною метою космічного експеримента на штучних супутниках Венери автоматичних міжпланетних станціях "Венера-15" і "Венера-16" (1983 рік) було радіолокаційне картографування поверхні північної півкулі за допомогою радіолокаторів бічного огляду. Уперше отримані радіолокаційні зображення північної приполярної області Венери. На зображеннях розрізняються кратери, гряди, піднесеності, великі розломи, гірські хребти і деталі рельєфу розміром 1-2 км. На супутниках були також встановлені прилади для зондування поверхні і атмосфери планети в радіодіапазоні і інфрачервоний Фурьє-спектрометр, для дослідження хімічного складу, будови, теплового режиму і динаміки атмосфери на висотах 55-100 км.

У грудні 1984 р. з інтервалом в 6 діб були запущені АМС "Вега-1" і "Вега-2". Кожна з цих станцій складалася з літаючого і апаратів, що спускаються . Метою запуску з'явилося дослідження Венери за допомогою апаратів, що спускаються і вивчення комети Галілея літаючими апаратами з відстані біля 10 000 км. Апарат, що спускається складався з аеростатного зонду і посадочного апарату. За двоє діб до входу в атмосферу Венери від літаючого апарату відділився апарат, що спускається, який при вході в атмосферу планети розділився на аеростатный зонд і посадочний апарат. 11 і 15 липня 1985 року уперше в атмосфері Венери наповнилися гелієм оболонки аеростатів діаметром 3,4 м (200 років тому, в 1783 році, подібний експеримент був виконаний на Землі братами Жозефом і Жаком Монгольфьє). Аеростатні зонди, розраховані на роботу на протязі двох земних діб, несли комплекс метеоприборів (датчик тиску, два датчики температури, анемометр для вимірювання вертикального компонента швидкості вітру), нефелометр для вимірювання щільності аерозолю і індикатор наявності світлових спалахів. По сигналах, що передаються аеростатами на літаючі апарати і далі на Землю, за допомогою 17 наземних радіотелескопів, розташованих на територіях Європи, Північної і Південної Америки, Австралії, Африки, визначалися координати і швидкість руху аеростатів. На кожному посадочному апараті був комплекс з дев'яти приладів для дослідження характеристик атмосфери і поверхні Венери. Здійснення програми АМС "Вега 1, 2" дозволило уперше виконати унікальний експеримент по прямому вимірюванню швидкості вітру у верхній частині венерианського хмарного простирадла.

У таблиці 2 приведений перелік вимірювань фізичних характеристик планети Венера і її навколопланетного простору.

Таблиця 2. Перелік вимірювань характеристик Венери з АМС.


Дослідження, вимірювання, проведені з АМС

Назва АМС

Рік

Дослідження навколопланетной плазми і магнітного поля поблизу планети

Марінер - 2

1962

Вимірювання радіовипромінювання в см-діапазоні

Марінер - 2

1962

Виявлення вуглекислої атмосфери

Венера - 4

1967

Пряме вимірювання температури і тиску в підхмарній атмосфері

Венера - 4

1967

Вимірювання швидкості вітру в атмосфері

Венера - 4

1967

Виявлення у планети водневої корони

Венера - 4

Марінер - 5

1967

Виявлення у планети іоносфери

Марінер - 5

1967

Пряме вимірювання змісту азоту і водяної пари

Венера - 5, 6

1969

Пряме вимірювання температури поверхні

Венера - 7

1970

Пряме вимірювання тиску у поверхні

Венера - 8

1972

Вивчення хімічного складу поверхні (U, K, Th)

Венера - 8

1972

Радіолокаційне вивчення рельєфу і характеристик грунту в районі посадки

Венера - 8

1972

Вимірювання висоти верхнього кордону хмар

Марінер - 10

1974

Картографування поверхні з АМС

Венера - 9, 10

1975

Вимірювання щільності грунту

Венера - 10

1975

Виявлення пороху на поверхні

Венера - 9, 10

1975

Пряме вимірювання іонного складу верхньої атмосфери

Венера - 1, 2

1978

Визначення теплового балансу в атмосфері

Венера - 1, 2

1978

Доказ відсутності магнітного поля

Венера - 1, 2

1978

Вимірювання змісту малих газових компонентів атмосфери

Венера - 11, 12; Венера - 1, 2

1978

Виявлення електричних розрядів в атмосфері

Венера - 11, 12

1978

Виявлення тектонічної діяльності

Венера - 1

1978

Виявлення кратерів на поверхні

Венера - 1

1978

Отримання топографічної карти 90 % поверхні

Венера - 1

1978 -1979

Отримання кольорового зображення поверхні і венерианського неба

Венера - 13, 14

1982

Визначення елементного складу грунту

Венера - 13, 14

1982

Визначення вмісту водяної пари в атмосфері

Венера - 13, 14

1982

Підтвердження того, що сірка - основний елемент в складі хмарного шара

Венера - 13, 14

1982

Радіолокаційна зйомка поверхні і побудова карт північної півкулі планети

Венера - 15, 16

1984

Дослідження характеристик аерозолю

Вега - 1, 2

1985

Програма "Магеллан"

Хоч наші знання про атмосферу Венери і крупномасштабної характеристики її поверхні, отримані внаслідок досліджень з допомогою АМС, дуже обширні, ми знаємо дуже мало про гори і долини, кратери і потоки лави - про деталі геології Венери. Ми хотіли б знати, як форма венерианської поверхні мінялася під впливом вулканічної і тектонічної діяльності надр планети, під впливом водної і вітрової ерозії. Чи активні досі всі ці процеси? У пошуках відповідей на ці найважливіші питання американськими вченими запланована програма "Магеллан". Ця програма уперше для США буде використовувати супутникові вимірювання характеристик планети Венера. Космічний корабель з апаратурою активної локації "Магеллан", що дозволяє отримувати зображення планети і її підповерхневого шару, буде запущений із земного космічного корабля Шаттл Антлантіс. Через рік і три місяці він вийде на орбіту навколо Венери.

Так буде виглядати "Магеллан" на фоні хмарної Венери. Протягом наступних 243 днів (період обертання Венери) будуть проводитися радіометричні, альтиметричні вимірювання і картографічна зйомка Венери за допомогою радара при кожному обльоті цієї планети за 3,5 години. Від 70 до 90 % венерианської поверхні буде охоплено радарним картуванням з високим дозволом (від 250 до 600 м), тобто з дозволом, який майже в 10 раз краще, ніж всі попередні карти Венери. Той факт, що "Магеллан" буде посилати дані на Землю протягом кожного обльоту планети, дозволить вченим на Землі точно виміряти легкі зміни в орбітальному рушенні АМС, викликані змінами венерианського гравітаційного поля. Дані цих вимірювань внесуть істотний внесок в наші знання про природу внутрішньої структури тіла Венери.


Яка ти, Венерo?


Таємнича планета, завжди прихована жовто-сірчастими хмарами від нашого погляду з поверхні Землі, прочинила простирадло над своїми таємницями завдяки дослідженням за допомогою космічних апаратів.

Яка ж ти, Венерo, найближча наша сусідкo в космосі?

Венера подібна Землі по масі, щільності і прискоренню вільного падіння на планеті, але обертається в зворотну сторону в порівнянні з Землею і іншими планетами. Зміна дня і ночі на Венері відбувається за 117 діб, тому день і ніч продовжуються по 58,5 діб.

Венера прихована щільною атмосферою і хмарним шаром, що закутує планету, що складається з сірчаної кислоти і вуглекислого газу і що обертається набагато швидше, ніж сама планета.

Вуглекислий газ - основний газ її атмосфери (96,5 %), до складу якої входить також біля 3 % азоту і невеликі кількості інертних газів, кисня, окислу вуглеводню, хлороводню і фтороводню. Крім того, в її атмосфері міститься біля 0,1 % водяної пари.

Температура атмосфери Венери у поверхні планети (на рівні, відповідному радіусу 6052 км) 735 До, тиск 90 атм., щільність газу в 60 раз більше, ніж в земній атмосфері.

У атмосфері бушують шторми з швидкістю вітру, що зростають від 0,5 м/сікти у поверхні до 100 м/сікти у верхнього кордону хмар. Блискавки з силою, в 25 раз перевершуючи земні, пронизують щільну атмосферу планети. Висока грозова активність приблизно пояснюється наявністю діючих вулканів на поверхні Венери.

Загалом поверхня Венери - це гаряча суха кам'яниста пустеля з поверхневими породами, що займають проміжне положення між базальтами і гранітами і з температурою поверхні біля 500 До. Однак, на Венері виявлені і кратери, гряди, піднесеності, великі розломи, гірські хребти, деталі рельєфу і порох.

Очевидно, що загадкова Венера не пристосована для життя земних мешканців. Таке досить докладне знання умов "життя" на планеті, самої близької до нас в космосі і найбільш таємничої, дали результати досліджень Венери за допомогою космічних апаратів.

Отримання за допомогою розвідників космосу різноманітної інформації про райони далекі і ближні, про Венеру, і про інші кутки Сонячної системи має величезне наукове і пізнавальне значення.

Венера ближча до Сонця і, отже, молодша нашої планети. Процеси, що проходять в її надрах, колись проходили і на нашій Землі. Венера - це минуле нашої рідної планети. Пізнавши минуле, люди зможуть передбачити майбутнє.

Маса і радіус Венери дуже близькі до земних (0,82 МА і 0,95 RA відповідно). Вже в 1761 р. спостереження проходження Венери по диску Сонця дозволили М. В. Ломоносову встановити, що ця планета, як і Земля, володіє могутньою атмосферою. Таким чином, Венера і Земля багато в чому схожі одна на одну. Ще недавно багато астрономів, , вважали, що фізичні умови на поверхні Венери і Землі не можуть сильно відрізнятися. Однак дослідження, проведені в останні роки, примусили переглянути старі уявлення.

Кутовий діаметр Венери досить великий. Він міняється від 20" поблизу верхнього з'єднання майже до 1' поблизу нижнього. Поблизу найбільшої элонгації можна помітити поступове потемніння видимої поверхні диска від лімба до термінатора. Іноді це потемніння є не цілком регулярним. Досвідчені спостерігачі відмічають на диску наявність туманних плям, вигляд яких міняється від дня до дня. Ці плями можуть бути тільки деталями хмарної структури. Хмари на Венері утворюють могутній суцільний шар, що повністю приховує від нас поверхню планети. Фотографії Венери в ультрафіолетових променях (l " 3500 А) часто показують більш або менш стійкі (протягом декількох днів) деталі, що іноді мають вигляд паралельних смуг, але і вони, безумовно, не пов'язані з твердою поверхнею. Що переховується під хмарним шаром Венери, як високо розташований хмарний шар над її поверхнею, яка температура поверхні і тиск атмосфери? Тільки недавно ми отримали відповідь на ці питання. Навіть період обертання Венери до останнього часу не був відомий. Простіше усього можна визначити період обертання планети по вимірюванню швидкості видимого переміщення деталей, що спостерігаються на диску. Рушення деталей, що спостерігаються на ультрафіолетових фотографіях Венери, дає період обертання біля чотирьох земних діб, тобто набагато менше періоду обертання навколо Сонця (біля 225 діб). Однак в ультрафіолетових променях ми спостерігаємо хмари, плаваючі в досить високих шарах атмосфери, і ці хмари можуть мати систематичні рухи, пов'язані з циркуляцією атмосфери. Швидкість обертання твердого тіла Венери упевнено можна визначити тільки радіолокацією. Уперше радіолокаційне відображення від Венери було отримане в 1957 р. Спочатку радіолокаційні імпульси посилалися на Венеру з метою вимірювання відстані для уточнення астрономічної одиниці. В останні роки в США стали досліджувати розмивання відображеного імпульсу по частоті ( "спектр відображеного імпульсу") і затягнення у часі. Розмивання по частоті пояснюється обертанням планети (ефект Доплера), затягнення у часі - різною відстанню до центра і країв диска. Ці дослідження проводилися головним чином на радіохвилях дециметрового діапазону і показали, що період обертання становить 243,2 земних діб, причому напрям обертання зворотний напряму орбітального рушення. Вісь приблизно перпендикулярна до площини орбіти і, отже, на Венері відсутнє явище зміни часів року. Мабуть, на планеті є дільниці, що краще відображають радіохвилі, ніж інша частина її поверхні, що позначається на спектрі відображеного імпульсу: Він містить мінімуми і максимуми, частота яких повільно змінюється через обертання планети. По швидкості цієї зміни визначається період обертання. Період обертання, визначений з радіолокаційних експериментів, дає швидкість обертання твердого тіла планети, оскільки дециметрові радіохвилі повинні вільно пройти крізь хмарний шар. Період, знайдений по ультрафіолетовим фотографіях, визначається систематичними рухами хмар у відносно високих шарах атмосфери. Оскільки періоди обертання (243 діб) і звертання (225 діб) близькі по величині, а напрям протилежний, то за один оберт навколо Сонця на Венері спостерігаються два схода і два заходи Сонця, тобто тривалість сонячних діб на Венері складає земних 117 діб. Обертання Венери володіє ще однією дуже цікавою особливістю. Швидкість його якраз така, що під час нижнього з'єднання Венера звернена до Землі весь час однією і тією ж стороною. Причини такої узгодженості між обертанням Венери і орбітальним рушенням Землі поки не ясні. Радіолокація дозволила визначити радіус твердої поверхні Венери. Він рівний 6050 км з точністю порядку декількох кілометрів. За допомогою радіолокації виходили також зображення поверхні Венери з розрізнюючою здатністю від декількох сотень до декількох кілометрів. При цьому були виявлені кратери, схожі на місячні і марсіанські, але набагато більш згладжені. У екваторіальному поясі відносна висота різних дільниць поверхні не перевищує 2 км.

У жовтні 1975 р. апарати, що спускаються АМС "Венера-9" і "Венера-10" здійснили м'яку посадку на поверхню планети і передали на Землю зображення місця посадки .Це були перші в світі фотографії, передані з поверхні іншої планети. Зображення виходило у видимих променях з допомогою телефотометра - системи, за принципом дії що нагадує механічне телебачення. Місце посадки "Венери-9" являє собою розсип досить великих каменів. Вік поверхні такого типу не може бути великим (106-107 років) і, отже, Венера є геологічно активною планетою. На АМС "Венера-8 ", "Венера-9" і "Венера-10" були встановлені прилади для вимірювання щільності поверхневих порід і вмісту в них природних радіоактивних елементів. У місцях посадки "Венери-9" і "Венери-10" щільність близька до 2,8 а/см3, а по рівню змісту радіоактивних елементів можна сказати, що ці породи близькі по складу до базальтів - найбільш широко поширених вивержених пород земної кори. Перейдемо до характеристик венерианскої атмосфери. Спектроскопічні спостереження показали, що в атмосфері Венери присутній СО2, а також деякі інші гази (Н2О, ЗІ, НСl, HF), але в набагато менших кількостях, ніж СО2. Не зважаючи на велику кількість спектроскопічних даних, було неможливо визначити повний вміст СО2 в атмосфері Венери через присутність могутнього хмарного шара. Оцінки процентного змісту СО2 також були вельми неточні. Станції "Венера-7 ", "Венера-8 ", "Венера-9" і "Венера-10" вимірювали основні параметри атмосфери і передавали їх на Землю аж до посадки на поверхню планети і продовжували працювати деякий час після посадки. Внаслідок роботи цих станцій встановлено, що температура на поверхні Венери складає біля 750еК, а тиск близький до 100 атм. Вивчення Венери космічними засобами проводиться не тільки за допомогою апаратів, що спускаються. Космічний апарат "Венера-4 ", після відділення відсіку, що спускається, використовувався для досліджень верхньої атмосфери при допомозі ультрафіолетового фотометра з прольотної траєкторії. Американські космічні апарати "Марінер-5" і "Марінер-10" також досліджували Венеру з прольотної траєкторії. Однак

більш повні дані шляхом вивчення планети з космосу з близької відстані дозволяють отримати штучні супутники, виведені на орбіту навколо цієї планети. Першими штучними супутниками Венери стали орбітальні апарати "Венера-9" і "Венера-10", виведена на навколопланетну орбіту після відділення апаратів, що спускаються. Вони оснащені набором апаратури для дослідження атмосфери, хмарного шара і взаємодії сонячного вітру з планетою. Просвічування атмосфери радіохвилями з американських прольотних апаратів дозволило отримати дані про висотну залежність щільності і температури атмосфери між рівнями 0,001 і 5 атм. При цих спостереженнях параметри атмосфери визначалися по зсуву фази радіохвиль (що проходять крізь атмосферу планети), викликаному їх заломленням. Висока температура поверхні, великий атмосферний тиск і великий відносний зміст СO2 - факти, видимо, пов'язані між собою. Висока температура сприяє перетворенню карбонових порід в силікатні, з виділенням СО2. На землі CO2 зв'язується і переходить в осадні породи внаслідок дії біосфери, яка на Венері, звичайно, відсутня. З іншого боку, великий зміст СО2 сприяє розігріванню венерианської поверхні і нижніх шарів атмосфери.

Висновок про високу температуру в нижніх шарах венерианської атмосфери був отриманий ще за результатами наземних астрономічних досліджень, хоч вимірювання на АМС істотно уточнили наші уявлення.. У діапазоні від 3 до 20 см вона досягає 600-700 еК. Атмосфера Венери прозора для цих частот, і тут вимірювалося безпосередньо теплове випромінювання поверхні. Коли це було виявлене, спочатку робилися спроби пояснити спостереження інакше (астрономи не чекали такої високої температури на Венері), але спроби ці виявилися неспроможними. Дослідження Венери за допомогою космічних апаратів - це один з небагато випадків, коли вдалося перевірити прямими вимірюваннями виведення астрономічних, причому висновки сміливі і незвичайні. Зменшення температури на сантиметрових хвилях пояснюється поглинанням у вуглекислому газі, яке зростає із зменшенням довжини хвилі. Оскільки коефіцієнт випромінювання пропорційний коефіцієнту поглинання, то на коротких хвилях атмосфера сама є джерелом випромінювання. Чим коротше довжина хвилі (і відповідно більше коефіцієнт поглинання), тим вищий ефективний рівень в атмосфері, який випускає випромінювання, що спостерігається. У інфрачервоному діапазоні (від приблизно 5 до 100 мікрон) випромінюють венерианські хмари, що мають температуру біля 235-240 еК на верхньому кордоні.

Найбільш вірогідна причина, що викликає розігрівання поверхні Венери, - це парниковий ефект, який виникає при виконанні двох умов: а) атмосфера досить прозора для сонячного випромінювання; б) атмосфера у високій мірі непрозора для теплового випромінювання поверхні (максимум в інфрачервоній області). Направлений вгору потік тепла, що йде від поверхні і проходить через атмосферні шари з низькою променистою теплопровідністю, приводить до виникнення великого перепаду температур в тропосфері. Умова (б) забезпечується складом атмосфери: CO2 з невеликим домішком Н2О сильно поглинає інфрачервоне випромінювання. Відносно умови (а) були великі сумніви до самого останнього часу, поки "Венера-9" і "Венера-10" не виміряли освітленість у поверхні. Не треба думати, що всі проблеми будови атмосфери Венери повністю вирішені. Останнім часом серйозно розглядається гіпотеза, що передбачає, що хмарний шар Венери складається у верхній частині з капіж концентрованого розчину сірчаної кислоти. Оптичні властивості хмарного шара Венери (залежність коефіцієнта заломлення і коефіцієнта поглинання від довжини хвилі) дуже добре узгодяться з цією гіпотезою. Необхідно сказати декілька слів про магнітосферу і іоносферу Венери. Магнітометри, встановлені на американських космічних апаратах, показали, що планета Венера практично не володіє магнітним полем, воно принаймні в 3000 раз слабше земного. Однак Венера створює обурення в міжпланетному магнітному полі, пов'язаному з сонячним вітром; вона розтинає сонячний вітер, утворюючи при своєму орбітальному рушенні характерний конус ударної хвилі. Ця взаємодія має місце завдяки наявності електричних зарядів у верхній атмосфері планети, іншими словами, іоносфери. Венера дуже близька по масі і розмірах до Землі. Передбачається, що і внутрішньо будова у неї приблизно така ж: є кора, мантія, рідке ядро. Через те, що іоносфера Венери не захищена магнітним полем, сонячний вітер проникає у відносно щільні шари атмосфери планети. У результаті на денній стороні Венери утвориться вузький іоносферний шар з концентрацією біля 105 см -3 в максимумі. На нічній стороні електронна концентрація менше. Висота цього шара біля 100 км. Верхні шари земної атмосфери (вище за 100 км) нагріті сонячним ультрафіолетовим випромінюванням до температури 1000-1500 еК. Атмосфера Венери на такій висоті значно холодніша - її температура 400-500еК. Ця відмінність викликана тим, що у верхніх шарах атмосфери Венери молекули СO2 не дисоційовані, а є хорошими випромінювачами в області спектра біля 15 мк, і їх присутність приводить до охолоджування верхньої атмосфери. Самі верхні шари атмосфери Венери (вище за 500 км) складаються з атомарного водня, аналогічно самої зовнішньої частини земної атмосфери. Це було встановлено по вимірюваннях інтенсивності резонансного розсіювання сонячної лінії водня 1215 А, проведеного з допомогою ультрафіолетових фотометрів, встановлених на борту американських космічних апаратів. Супутників Венера не має.

Сучасна атмосфера Венери складається на 97% з вуглекислого газу, біля 2% азоту і майже 1% пар води. Температура на ній біля 430 градусів