Tekst źródłowy strony Atmosfera Wenus

{{wyróżnienie|DA}}
{| class="infobox" style="width: 300px;"
{{Infobox tytuł
| Atmosfera Wenus
| kolor=#EFEBE2
}}{{Infobox nagłówek
| [[Plik:Venuspioneeruv.jpg|200px|Kliknij obrazek, aby go powiększyć]]<br />Struktura chmur w atmosferze Wenus. Zdjęcie w [[podczerwień|podczerwieni]] wykonane w roku 1979 przez sondę [[Pioneer Venus 1]].
| pole=style="text-align:center; border-bottom:1px solid #aaa; font-size: 90%;"
}}{{Infobox nagłówek
| Dane ogólne{{r|Basilevsky2003}}
|pole=style="text-align:center; font-weight:bold; background-color:#EFEBE2; border:1px solid #aaa;"
}}{{Infobox wiersz
| Grubość
| 250&nbsp;km
}}{{Infobox wiersz
| Średnie [[ciśnienie atmosferyczne]] na poziomie gruntu
| 93 [[Bar (jednostka)|bary]]
}}{{Infobox wiersz
| Całkowita masa
| 4,8{{E|20}}&nbsp;kg
}}{{Infobox nagłówek
| [[Skład chemiczny]]{{r|Basilevsky2003}}
|pole=style="text-align:center; font-weight:bold; background-color:#EFEBE2; border:1px solid #aaa;"
}}{{Infobox wiersz
| [[Dwutlenek węgla]]
| 96,5%
}}{{Infobox wiersz
| [[Azot]]
| 3,5%
}}{{Infobox wiersz
| [[Dwutlenek siarki]]
| 150&nbsp;[[Sposoby zapisu bezwymiarowego stosunku dwóch wielkości|ppm]]
}}{{Infobox wiersz
| [[Argon]]
| 70&nbsp;ppm
}}{{Infobox wiersz
| [[Para wodna]]
| 20&nbsp;ppm
}}{{Infobox wiersz
| [[Tlenek węgla]]
| 17&nbsp;ppm
}}{{Infobox wiersz
| [[Hel (pierwiastek)|Hel]]
| 12&nbsp;ppm
}}{{Infobox wiersz
| [[Neon (pierwiastek)|Neon]]
| 7&nbsp;ppm
}}{{Infobox wiersz
| [[Chlorowodór]]
| 0,1–0,6&nbsp;ppm
}}{{Infobox wiersz
| [[Fluorowodór]]
| 0,001–0,005&nbsp;ppm
}}
|}
'''Atmosfera Wenus''' – warstwa [[gaz]]ów otaczająca [[Planeta|planetę]] [[Wenus]].

Składa się głównie z [[dwutlenek węgla|dwutlenku węgla]] i jest dużo gęstsza oraz gorętsza od [[Atmosfera Ziemi|atmosfery Ziemi]]. Temperatura przy powierzchni planety wynosi 740&nbsp;[[Kelwin|K]] (467&nbsp;°C), ciśnienie 93&nbsp;[[Bar (jednostka)|bary]] (9,3&nbsp;[[Paskal|MPa]], równe panującemu około 900&nbsp;m pod powierzchnią wody na [[Ziemia|Ziemi]]{{r|CisnienieWody}}), natomiast gęstość 67&nbsp;kg/m³{{r|Basilevsky2003}}. W atmosferze Wenus obecne są nieprzezroczyste chmury [[Kwas siarkowy|kwasu siarkowego]], co powoduje, że powierzchnia planety nie jest widoczna ani z Ziemi, ani sond orbitalnych – jej [[Topografia powierzchni|ukształtowanie]] znane jest wyłącznie na podstawie badań [[radar]]owych{{r|Basilevsky2003}}. Oprócz dwutlenku węgla drugim głównym składnikiem atmosfery jest [[azot]], którego zawartość wynosi 3,5%; pozostałe gazy znajdują się w ilościach śladowych{{r|Basilevsky2003}}.

Poza samą powierzchnią, gdzie wiatry nie przekraczają 2,8&nbsp;m/s (10&nbsp;km/h){{r|Encyclopedia}}, atmosfera Wenus znajduje się w intensywnym [[Cyrkulacja powietrza|ruchu]]. W najniższej z jej warstw, [[troposfera|troposferze]], wieją potężne wiatry (100&nbsp;m/s, 360&nbsp;km/h){{r|Svedhem2007}}. Prędkość ta jest szczególnie duża w porównaniu z powolną rotacją Wenus: planeta [[czas gwiazdowy|obraca się wokół własnej osi]] w ciągu 243{{u|uwaga_czas_naslonecznienia}} dni ziemskich, wiatry natomiast okrążają ją w jedynie 4 dni, czyli 60 razy szybciej – zjawisko to nazywane jest [[superrotacja|superrotacją]]{{r|Normille2010}}. Ponad troposferą znajduje się spokojniejsza pod tym względem [[Mezosfera (warstwa atmosfery)|mezosfera]], a ponad nią [[termosfera]]{{r|Svedhem2007|Bertaux2007}}. Przepływ gazów w termosferze ponownie się wzmaga, ale według zupełnie innego schematu – ogrzane i częściowo [[jonizacja|zjonizowane]] gazy przepływają tam z dziennej na nocną stronę planety{{r|Bertaux2007}}.

W przeciwieństwie do Ziemi Wenus nie generuje własnego [[pole magnetyczne|pola magnetycznego]]. W wyniku oddziaływania planety z cząstkami [[wiatr słoneczny|wiatru słonecznego]] posiada ona wprawdzie tak zwaną [[magnetosfera|magnetosferę]] indukowaną, nie stanowi ona jednak tak skutecznego zabezpieczenia przed wiatrem słonecznym, jak jest to na przykład w przypadku Ziemi – lżejsze gazy, w tym [[para wodna]], są stale porywane („wydmuchiwane”) z atmosfery planety{{r|Svedhem2007}}. Podejrzewa się, że atmosfera Wenus około 4&nbsp;miliardy lat temu była dużo bardziej zbliżona do [[Atmosfera Ziemi|ziemskiej]] (zob. [[Dwutlenek węgla w atmosferze Ziemi#Pierwsza, druga i trzecia atmosfera|pierwsza, druga i trzecia atmosfera Ziemi]]), umożliwiając występowanie [[ciecz|ciekłej]] [[woda|wody]] na powierzchni planety. Para powstała w wyniku wyparowania powierzchniowych zbiorników mogła stanowić pierwszy [[gaz cieplarniany]], który przed ucieczką w przestrzeń kosmiczną zdążył zapoczątkować wzrost stężenia kolejnych. Doprowadziło to do [[Niekontrolowany efekt cieplarniany|niekontrolowanego efektu cieplarnianego]], który ukształtował planetę taką, jaką jest dzisiaj{{r|Kasting|how hot}}.

Mimo ekstremalnych warunków panujących na powierzchni planety, ciśnienie i temperatura panujące na wysokości 50–65&nbsp;km są prawie takie same, jak przy powierzchni Ziemi. Górne warstwy atmosfery Wenus są w związku z tym najbardziej zbliżonym do Ziemi środowiskiem w całym [[Układ Słoneczny|Układzie Słonecznym]], bardziej nawet niż powierzchnia [[Mars]]a. Ponieważ [[powietrze]] ziemskie jest [[gęstość|rzadsze]] od atmosfery Wenus, możliwe fizycznie byłoby stworzenie napełnionych nim balonów, które utrzymywałyby stałą wysokość i zapewniały warunki do życia dla ludzi. Z tego powodu górne warstwy atmosfery Wenus są proponowane jako miejsce [[Wenus#Badania|badań]], a nawet [[kolonizacja kosmosu|kolonizacji]] planety{{r|Landis2003}}.

Pierwszą osobą, która wysunęła hipotezę o obecności atmosfery na Wenus, był [[Rosja|rosyjski]] uczony [[Michaił Łomonosow]]. Podczas końcowej fazy [[Tranzyt Wenus|tranzytu Wenus]] w roku 1761 zaobserwował on łuk światła po stronie planety, która nie znajdowała się już bezpośrednio na tle Słońca. Zjawisko to wytłumaczył [[Refrakcja|refrakcją]] w atmosferze{{r|Shiltsev2014}}.

== Skład ==
[[Plik:Atmosphere of venus.png|thumb|300px|Skład atmosfery Wenus. Wykres po prawej, na szarym tle, przedstawia rozkład zawartości gazów śladowych, które w sumie stanowią mniej niż 0,1% atmosfery.]]
Atmosfera Wenus składa się w 96,5% z [[dwutlenek węgla|dwutlenku węgla]], 3,5% [[azot]]u oraz śladowych ilości innych gazów, przede wszystkim [[dwutlenek siarki|dwutlenku siarki]]{{r|Basilevsky2003|SolarSystemEncyclopedia}}. Zawartość azotu w atmosferze jest względnie mała w porównaniu do zawartości dwutlenku węgla, jednak ponieważ atmosfera jest dużo gęstsza niż na Ziemi, jego całkowita ilość jest czterokrotnie większa niż na Ziemi, gdzie stanowi on 78% atmosfery{{u|uwaga_azot}}.

Atmosfera zawiera szereg innych związków, których udział procentowy jest niewielki. Są to między innymi [[chlorowodór]] (HCl), [[fluorowodór]] (HF), a także [[tlenek węgla]], [[para wodna]] i, w wysokich warstwach, atomowy [[tlen]]{{r|Svedhem2007|Bertaux2007}}. Wodoru z kolei jest stosunkowo niewiele; uważa się, że duża jego część została utracona w wyniku [[ucieczka hydrodynamiczna|ucieczki atmosferycznej]]{{r|Lovelock1979}}, a większość jego pozostałości związana jest w postaci [[kwas siarkowy|kwasu siarkowego]] (H<sub>2</sub>SO<sub>4</sub>) oraz [[siarkowodór|siarkowodoru]] (H<sub>2</sub>S). Mocnym argumentem za tą teorią jest bardzo wysoki udział [[deuter]]u w stosunku do <sup>1</sup>H, zmierzony w atmosferze Wenus{{r|Svedhem2007}}. Stosunek ten wynosi około 0,015–0,025, czyli 100–150 razy więcej niż wartość 1,6{{E|-4}} zmierzona w atmosferze ziemskiej{{r|Bertaux2007|Krasnopolsky2013}}, a w mezosferze znajduje się go 2,5&nbsp;raza więcej niż w troposferze{{r|Bertaux2007}}. Lżejsze gazy w większym stopniu podlegają mechanizmowi ucieczki, co zgadza się z obserwowanym zubożeniem atmosfery w [[Izotopy wodoru|izotop wodoru]] <sup>1</sup>H w stosunku do dwukrotnie cięższego deuteru{{r|deuteriumEscape}}.

== Troposfera ==
Atmosfera podzielona jest na różne warstwy, w zależności od odległości od powierzchni planety. Najgęstsza część atmosfery, [[troposfera]], zaczyna się przy powierzchni i rozciąga się do wysokości około 65&nbsp;km. Przy samej powierzchni Wenus, w [[Planetarna warstwa graniczna|planetarnej warstwie granicznej]], panują bardzo wysokie ciśnienia i temperatury, a wiatry są powolne{{r|Basilevsky2003}}, jednak na górze troposfery temperatura i ciśnienie zbliżone są do ziemskich{{r|Patzold2007}}, a wiatry nabierają prędkości do 100&nbsp;m/s{{r|Svedhem2007}}.

Ciśnienie atmosferyczne na powierzchni Wenus jest około 92-krotnie wyższe niż na Ziemi, co stanowi wartość porównywalną z ciśnieniem około 900&nbsp;m poniżej poziomu ziemskiego oceanu{{r|CisnienieWody}}. Atmosfera ma sumaryczną masę 4,8{{e|20}}&nbsp;kg, około 93 razy więcej, niż masa atmosfery ziemskiej{{r|Lide1996}}. [[Gęstość powietrza]] na poziomie gruntu to 67&nbsp;kg/m³{{r|Basilevsky2003}}, czyli jest 56 razy większa niż ziemskiego powietrza i tylko 15 razy mniejsza niż ciekłej wody. Ciśnienie na powierzchni jest na tyle wysokie, że dwutlenek węgla ściśle rzecz biorąc nie jest gazem, gdyż występuje w [[stan nadkrytyczny|stanie nadkrytycznym]]. Powierzchnia planety pokryta jest więc morzem [[nadkrytyczny dwutlenek węgla|nadkrytycznego dwutlenku węgla]], który bardzo skutecznie przenosi ciepło i wyrównuje temperatury pomiędzy półkulą „dzienną” a „nocną”{{u|uwaga_czas_naslonecznienia}}{{r|Basilevsky2003|Fegley1997}}.

Duża zawartość CO<sub>2</sub> w atmosferze, a także [[para wodna]] i [[dwutlenek siarki]] wywołują na Wenus silny [[efekt cieplarniany]], zatrzymując energię słoneczną przed odbiciem z powrotem w [[Przestrzeń kosmiczna|przestrzeń kosmiczną]]. W konsekwencji temperatura powierzchni Wenus wynosi około 740&nbsp;K (467&nbsp;°C), więcej niż na jakiejkolwiek innej planecie w [[Układ Słoneczny|Układzie Słonecznym]], włącznie z [[Merkury]]m, który mimo znacznie większego [[Insolacja|nasłonecznienia]] pozbawiony jest atmosfery i znaczną jego część odbija z powrotem. Średnia temperatura na powierzchni planety przekracza temperaturę topnienia [[ołów|ołowiu]] (600&nbsp;K, 327&nbsp;°C), a nawet [[cynk]]u (693&nbsp;K, 420&nbsp;°C){{r|elements}}.

Troposfera Wenus zawiera 99% masy całej atmosfery, a 90% masy atmosfery znajduje się do 28&nbsp;km od powierzchni; dla porównania 90% masy atmosfery Ziemi znajduje się poniżej wysokości 10&nbsp;km. Na wysokości 50&nbsp;km ciśnienie atmosfery Wenus jest z grubsza równe panującemu na powierzchni Ziemi{{r|Nave}}. Po nocnej stronie planety chmury ciągną się aż do wysokości 80&nbsp;km{{r|CloudyWorld}}.

Wysokość, na której [[troposfera]] Wenus najbardziej przypomina warunki ziemskie, to okolice [[tropopauza|tropopauzy]]. Według pomiarów sond [[Magellan (sonda kosmiczna)|''Magellan'']] oraz ''[[Venus Express]]'' pomiędzy 52,5 a 54&nbsp;km temperatura zawiera się pomiędzy 293&nbsp;K (20&nbsp;°C) a 310&nbsp;K (37&nbsp;°C){{r|Patzold2007}}, a ciśnienie na wysokości 49,5&nbsp;km jest równe ziemskiemu na [[Poziom morza|poziomie morza]]{{r|Profiles}}.

=== Cyrkulacja w troposferze ===
Na Wenus, w związku z niewielkim tempem jej rotacji, [[efekt Coriolisa]] jest znacznie słabszy niż na Ziemi, a wiatry kształtuje równowaga pomiędzy gradientem ciśnienia a [[siła odśrodkowa|siłą odśrodkową]] – ten reżim nazywany jest [[Przybliżenie cyklostroficzne|przybliżeniem cyklostroficznym]]{{r|Svedhem2007}} i charakteryzuje się on wiatrami wiejącymi niemal wyłącznie wzdłuż [[równoleżnik]]ów. Dla porównania, rotacja Ziemi wokół osi jest znacznie szybsza i związana z nią siła Coriolisa ma duży wpływ na kształtowanie się ziemskich wiatrów. Prowadzi to do dominacji w jej atmosferze [[wiatr geostroficzny|wiatrów geostroficznych]] – wynikających z równowagi pomiędzy [[gradient ciśnienia|gradientem ciśnienia]] a siłą Coriolisa{{r|Svedhem2007}}. Z przyczyn technicznych prędkość wiatrów na Wenus może być bezpośrednio mierzona przez orbitujące sondy jedynie w okolicach [[tropopauza|tropopauzy]]{{r|Markiewicz2007}}, pomiędzy 60 a 70&nbsp;km nad powierzchnią planety, gdzie znajduje się górna warstwa chmur. Ruch chmur obserwowany jest zazwyczaj w [[ultrafiolet|ultrafiolecie]], gdzie kontrast pomiędzy nimi jest najsilniejszy{{r|Markiewicz2007}}. Prędkości liniowe wiatru na tej wysokości wynoszą {{nowrap|100 ± 10 m/s}} poniżej 50° równoleżnika. Wiatry wieją w kierunku zgodnym z kierunkiem rotacji samej planety{{r|Markiewicz2007}} i szybko słabną w stronę większych [[szerokość geograficzna|szerokości planetograficznych]], ustając na [[Biegun geograficzny|biegunach]] planety. Tak silne wiatry okrążają planetę szybciej, niż [[ruch obrotowy|obraca się ona]] wokół własnej osi – zjawisko to zwane jest [[superrotacja|superrotacją]]{{r|Svedhem2007|Landis2002}}. Superrotacja na Wenus nie jest jednostajna, lecz zależy od szerokości planetograficznej – na [[równik]]u troposfera porusza się w stosunku do powierzchni planety szybciej, niż ma to miejsce bliżej biegunów{{r|Markiewicz2007}}. Oprócz różnic między szerokościami planetograficznymi prędkość wiatru zależy również mocno od wysokości nad powierzchnią planety – poniżej równoleżników ±50° spada ona w kierunku powierzchni z gradientem 3&nbsp;m/s na km{{r|Svedhem2007}}. Wiatry bezpośrednio przy powierzchni są dużo wolniejsze niż na Ziemi, wieją z prędkością średnią 0,3–1&nbsp;m/s i nie przekraczają w porywach 2&nbsp;m/s. Wobec bardzo dużej gęstości atmosfery nawet taka prędkość oznacza wystarczającą [[energia kinetyczna|energię kinetyczną]] do przenoszenia pyłu i małych kamyków, podobnie jak powolny prąd wody{{r|Basilevsky2003|Moskin}}.

[[Plik:Venus circulation.jpg|thumb|300px|Schemat [[cyrkulacja|cyrkulacji]] atmosferycznej w osi [[Strony świata|północ]]-[[Strony świata|południe]]. Widoczne są występujące w [[troposfera|troposferze]] [[komórka Hadleya|komórki Hadleya]], które rozprowadzają powietrze od równika do około ±60° równoleżnika, gdzie zaczynają się pasy polarne oraz występujące w nich wiry. Powyżej, w [[termosfera|termosferze]], występuje cyrkulacja przenosząca ciepły gaz z dziennej strony Wenus na półkulę, gdzie panuje noc. Należy podkreślić, że zilustrowana tu cyrkulacja jest dużo mniej znacząca, niż potężne wiatry wiejące w osi [[Strony świata|wschód]]-[[Strony świata|zachód]].]]

Kluczowym czynnikiem powodującym wiatry na Wenus jest [[konwekcja]]{{r|Svedhem2007}}. W troposferze ciepłe powietrze unosi się w obszarach równikowych, gdzie nasłonecznienie jest najsilniejsze, po czym wędruje na bieguny – ten schemat przepływu troposfery obejmujący prawie całą planetę nazywany jest [[Komórka Hadleya|cyrkulacją Hadleya]]{{r|Svedhem2007}}. Prędkość wiatrów wiejących w osi [[Strony świata|północ]]-[[Strony świata|południe]] jest jednak znacznie mniejsza, niż strefowych wiatrów wiejących wzdłuż równoleżników. Granicą [[Komórka Hadleya|komórki Hadleya]], obejmującej większość planety, są równoleżniki ±60°, gdzie ciepłe powietrze opada i zaczyna powracać na równik pod warstwą chmur. Poparcie dla tego modelu stanowią pomiary rozkładu [[tlenek węgla|tlenku węgla]] w atmosferze Wenus, który skupiony jest głównie w obszarze, gdzie te prądy zawracają{{r|Svedhem2007}}. Dalej w stronę biegunów planety cyrkulację dominują inne zjawiska – pomiędzy równoleżnikami 60° a 70° występują zimne, polarne pasy{{u|uwaga_pasy}}{{r|Svedhem2007|Piccioni2007}}. Charakteryzują się one temperaturą o 30–40&nbsp;K niższą, niż w górnej troposferze na sąsiednich szerokościach planetograficznych{{r|Piccioni2007}}. Występują tam też gęstsze i ciągnące się wyżej chmury, znajdujące się na wysokości 70–72&nbsp;km nad powierzchnią planety, czyli około 5&nbsp;km wyżej, niż w [[Oko cyklonu|okach]] występujących tam wirów{{r|Svedhem2007}}. Przyczyną obydwu zjawisk jest prawdopodobnie powodowany przez wiatry na granicy komórki Hadleya wyrzut powietrza w górę, które ulega [[Przemiana adiabatyczna#W atmosferze|chłodzeniu adiabatycznemu]]{{r|Piccioni2007}}. Możliwe jest też, że istnieje związek pomiędzy pasami polarnymi a szybkimi prądami strumieniowymi w okolicach 55–60° szerokości planetograficznej, które są naturalną konsekwencją cyrkulacji Hadleya{{r|Markiewicz2007}}.

Przy obydwu biegunach planety występują też [[wir polarny|wiry polarne]], otoczone przez zimne pasy polarne{{r|Svedhem2007}}. Są to gigantyczne, [[huragan]]okształtne układy burzowe, czterokrotnie większe niż ich ziemskie odpowiedniki. Każdy wir ma dwoje „oczu” – lokalne centra rotacji, które połączone są specyficznymi strukturami chmur, przypominającymi kształtem literę [[S]]. Cała struktura usytuowana jest tak, że [[biegun geograficzny|biegun obrotu]] planety wypada mniej więcej pośrodku „S”. W literaturze anglojęzycznej te dwucentrowe wiry nazywane są niekiedy [[dipol]]ami polarnymi{{r|Piccioni2007}}. Jako całość rotują one z [[Okres (fizyka)|okresem]] około trzech dni ziemskich w kierunku [[superrotacja|superrotacji]] reszty atmosfery{{r|Piccioni2007}}. Liniowe prędkości wiatru wynoszą 35–50&nbsp;m/s koło ich granic zewnętrznych i zero na biegunach planety{{r|Piccioni2007}}. Temperatura w górnej warstwie chmur jest dużo wyższa niż w otaczających pasach polarnych, osiągając 250&nbsp;K{{r|Piccioni2007}} (−23&nbsp;°C). Uznaje się, że wiry polarne stanowią [[antycyklon]]y, w których centrum występują [[prąd zstępujący|prądy zstępujące]], natomiast na brzegach z zimnymi pasami [[prąd wstępujący|prądy wstępujące]]{{r|Piccioni2007}}. Ten typ cyrkulacji przypomina zimowe polarne wiry antycyklonowe na Ziemi, szczególnie te występujące nad [[Antarktyka|Antarktyką]]. Obserwacje w różnych zakresach [[podczerwień|podczerwieni]] wskazują, że ta antycyklonowa cyrkulacja może docierać dość nisko w atmosferze, aż do wysokości 50&nbsp;km ponad poziomem gruntu, czyli do podstawy chmur{{r|Piccioni2007}}. Polarna górna troposfera i mezosfera są bardzo dynamiczne – duże, jasne chmury potrafią pojawiać się i znikać na przestrzeni kilku godzin. Obserwacja takiego gwałtownego zjawiska przeprowadzona została przez [[Venus Express]] między 9 a 13 stycznia 2007, kiedy południowy obszar biegunowy zwiększył swoją jasność o 30%{{r|Markiewicz2007}}. Było to prawdopodobnie związane z wyrzutem [[dwutlenek siarki|dwutlenku siarki]] do mezosfery, który na tej wysokości [[Kondensacja (meteorologia)|skondensował]] i utworzył jasną [[mgła|mgłę]]{{r|Markiewicz2007}}. Przyczyna, dla której wiry polarne posiadają dwoje „oczu” zamiast jednego, pozostaje na razie niewyjaśniona{{r|SouthPole}}.

[[Plik:Venus clouds Galileo Color PIA00124.jpg|thumb|left|Zdjęcie głębszych warstw atmosfery Wenus, otrzymane w bliskiej podczerwieni (2,3&nbsp;μm) przez sondę [[Galileo (sonda kosmiczna)|''Galileo'']], przedstawione w umownej skali kolorystycznej. Ciemne plamy to kształty chmur, zasłaniających intensywne promieniowanie podczerwone bardzo rozgrzanych dolnych warstw atmosfery.]]

Pierwszy wir na Wenus odkryty został na biegunie północnym przez [[Pioneer Venus 1|projekt Pioneer]] w 1978 roku{{r|Lakdawalla}}. Odkrycie drugiego „dwuokiego” wiru na biegunie południowym dokonane zostało w roku 2006 przez Venus Express{{r|SouthPole|Piccioni2007}}.

== Górne warstwy atmosfery i jonosfera ==
[[Plik:Warstwy atmosfery Wenus.svg|thumb|Schemat poszczególnych warstw atmosfery Wenus. Granice wyższych warstw (szczególnie położenie termopauzy) mogą zmieniać się w zależności od czynników, takich jak [[aktywność słoneczna]]. Kolory są umowne]]

[[Mezosfera (warstwa atmosfery)|Mezosfera]] Wenus rozciąga się pomiędzy wysokością ok. 62&nbsp;km ([[tropopauza]]) a 90&nbsp;km ([[mezopauza]]). Stanowi ona warstwę pomiędzy superrotującą troposferą, poniżej, a [[termosfera|termosferą]] powyżej. Ponad termosferą, począwszy od [[termopauza|termopauzy]], następuje [[egzosfera]], najbardziej zewnętrzna część atmosfery planety. Gęstość gazu jest w niej na tyle niewielka, że cząsteczki o wysokiej energii [[ucieczka atmosferyczna|uciekają]] w przestrzeń kosmiczną, zanim zdążą zawrócić w wyniku zderzeń z innymi cząsteczkami. [[Pułap]], na którym znajduje się termopauza, przyjmowany jest na około 250&nbsp;km{{u|uwaga_wysokosc_termopauzy}}{{r|Bishop1989}}.

Mezosferę Wenus podzielić można na dwie warstwy: dolną pomiędzy 62 a 73&nbsp;km{{u|uwaga_grubosc_mezosfery}}, oraz górną pomiędzy 73 a 95&nbsp;km wysokości{{r|Patzold2007}}. Dolna warstwa pokrywa się z górną warstwą chmur i wyróżnia niemal stałą temperaturą 230&nbsp;K (−43&nbsp;°C). W górnej warstwie ponownie zaczyna się spadek temperatury, która osiąga około 165&nbsp;K (−108&nbsp;°C) na wysokości 95&nbsp;km, gdzie zaczyna się [[mezopauza]]{{r|Patzold2007}}. Mezopauza stanowi granicę pomiędzy mezosferą a [[termosfera|termosferą]] i znajduje się na wysokości 95–120&nbsp;km; po jej dziennej stronie temperatura ponownie wzrasta do stałej wartości około 300–400&nbsp;K (27–127&nbsp;°C){{r|Bertaux2007}}. Po drugiej, nocnej stronie Wenus sytuacja jest odwrotna – temperatura termosfery wynosi nawet 100&nbsp;K (−173&nbsp;°C), co czyni ją najzimniejszą częścią Wenus. Obszar ten bywa nawet nazywany kriosferą{{r|Bertaux2007}}.

Dzięki obserwacjom [[okultacja|okultacji gwiezdnych]] sonda [[Venus Express]] wykazała, że mgła atmosferyczna po nocnej stronie Wenus rozciąga się dużo wyżej niż na nasłonecznionej półkuli. Po dziennej stronie warstwa chmur ma grubość 20&nbsp;km i ciągnie się do 65&nbsp;km nad poziom gruntu, tymczasem na półkuli nocnej chmury, składające się z gęstej mgły, osiągają wysokość 90&nbsp;km nad powierzchnię planety, czyli zdecydowanie wkraczają w obszar mezosfery. Bardziej przejrzyste mgły ciągną się nawet do 105&nbsp;km{{r|CloudyWorld}}. W roku 2011 Venus Express odkryła ponadto, że planeta posiada cienką [[ozonosfera|warstwę ozonową]] na wysokości 100&nbsp;km{{r|ozone}}.

Przyjmując za kryterium poziom jonizacji gazów atmosferycznych, możliwe jest wyróżnienie [[jonosfera|jonosfery]]. Znajduje się ona na wysokości 120–260&nbsp;km{{r|Patzold2007}}, i pokrywa się w znacznym stopniu z termosferą, a także częściowo egzosferą. Warto zaznaczyć, że te granice są dość płynne i zależą między innymi od czynników, takich jak [[aktywność słoneczna]] i położenie planetograficzne. Wysoki poziom [[jonizacja|jonizacji]] utrzymuje się jedynie po dziennej stronie planety, po nocnej natomiast jest niemal zerowa{{r|Patzold2007}}. Jonosfera Wenus składa się z trzech warstw: v1 pomiędzy 120 a 130&nbsp;km, v2 między 140 a 160&nbsp;km oraz v3 między 200 a 250&nbsp;km{{r|Patzold2007}}, z możliwą dodatkową warstwą około 180&nbsp;km nad powierzchnią. Najwyższa objętościowa gęstość elektronów, wynosząca 3{{E|11}}&nbsp;m<sup>−3</sup>, osiągana jest w warstwie v2 w okolicach [[punkt podsłoneczny|punktu podsłonecznego]]{{r|Patzold2007}}. Górna granica jonosfery, czyli [[jonopauza]], znajduje się na wysokościach 220–375&nbsp;km i oddziela [[plazma|plazmę]] pochodzącą z planety od tej z indukowanej [[magnetosfera|magnetosfery]]{{r|Russell993|Zhang2007}}. W warstwach v1 i v2 dominują jony O<sub>2</sub><sup>+</sup>, natomiast w warstwie v3 jest to O<sup>+</sup>{{r|Patzold2007}}. Plazma jonosfery znajduje się w ruchu – odpowiadają za to głównie procesy słonecznej [[Efekt fotoelektryczny|fotojonizacji]] po stronie dziennej i [[Rekombinacja (fizyka)|rekombinacji]] na półkuli nocnej. Ten przepływ plazmy zdaje się być wystarczająco intensywny, aby utrzymać gęstość jonów po stronie zacienionej na poziomie bardzo zbliżonym, co do [[mediana|mediany]], do strony nasłonecznionej{{r|Whitten1984}}.

=== Cyrkulacja w górnych warstwach atmosfery ===
Schematy cyrkulacji w górnej mezosferze i termosferze Wenus są całkowicie odmienne od tych w niższych częściach atmosfery{{r|Bertaux2007}}. Na wysokościach 90–150&nbsp;km nagrzane i częściowo [[jonizacja|zjonizowane]] powietrze przemieszcza się z dziennej na nocną stronę planety, z [[prąd wstępujący|prądami wstępującymi]] na półkuli nasłonecznionej i [[prąd zstępujący|zstępującymi]] na półkuli nocnej. Ruch zstępujący powoduje [[Przemiana adiabatyczna#W atmosferze|adiabatyczne]] ogrzewanie gazów, które tworzą ciepłą warstwę po nocnej stronie mezosfery, na wysokościach 90–120&nbsp;km{{r|Bertaux2007}}. Temperatura tej warstwy wynosi 230&nbsp;K (−43&nbsp;°C), czyli znacznie więcej niż średnia temperatura nocnej termosfery 100&nbsp;K (−173&nbsp;°C). Ponadto przynoszone tam ciepłe powietrze z dziennej półkuli niesie ze sobą [[atom]]owy [[tlen]], który [[Rekombinacja (fizyka)|rekombinuje]], tworząc wzbudzone cząsteczki zwane [[Tlen singletowy|tlenem singletowym]] (<sup>1</sup>Δ<sub>g</sub>). Tlen ten następnie ulega [[relaksacja (chemia)|relaksacji]], emitując promieniowanie podczerwone o długości fali 1270&nbsp;nm, pochodzące z warstwy na wysokości 90–100&nbsp;km nad powierzchnią planety. Zjawisko to często obserwowane jest przez teleskopy naziemne oraz przyrządy sond kosmicznych{{r|Drossart2007}}. Nocna, górna mezosfera i troposfera Wenus są również źródłem emisji pochodzących od cząsteczek [[dwutlenek węgla|CO<sub>2</sub>]] i [[tlenek azotu|tlenku azotu]], które odpowiedzialne są za jej niską temperaturę{{r|Drossart2007}}.

== Indukowana magnetosfera ==
[[Plik:Venusian magnetosphere.svg|thumb|Schemat interakcji Wenus z [[wiatr słoneczny|wiatrem słonecznym]]. Pokazane są składowe [[magnetosfera|magnetosfery]] planety.]]
Planeta Wenus nie posiada [[pole magnetyczne|pola magnetycznego]]{{r|Russell993|Zhang2007}}. Przyczyna jego braku nie jest jasna, ale prawdopodobnie powiązana z powolną rotacją planety lub brakiem [[konwekcja|konwekcji]] w jej [[Płaszcz ziemski|płaszczu]]. Niemniej planeta posiada indukowaną [[magnetosfera|magnetosferę]] tworzoną przez pole magnetyczne [[Słońce|Słońca]] niesione przez [[wiatr słoneczny]]{{r|Russell993}}, co można sobie wyobrazić jako linie pola magnetycznego Słońca zaginające się o przeszkodę, jaką stanowi Wenus.

Od strony Słońca magnetosfera wywołuje [[magnetohydrodynamika|magnetohydrodynamiczną]] [[fala uderzeniowa|falę uderzeniową]], powstającą w wyniku zderzenia cząstek plazmy wiatru słonecznego z tymi, których ruch zdominowany jest przez magnetosferę. Bezpośrednio nad [[punkt podsłoneczny|punktem podsłonecznym]] fala uderzeniowa znajduje się 1900&nbsp;km (0,3 promienia planety) powyżej powierzchni Wenus. Odległość ta została zmierzona w roku 2007, około minimum [[Aktywność słoneczna|aktywności słonecznej]]{{r|Zhang2007}}, a w maksimum może ona być kilkukrotnie wyższa{{r|Russell993}}. Dalej w stronę planety znajduje się otok magnetosfery – obszar przejściowy, gdzie pole magnetyczne Wenus jest dość słabe, a układ jego linii podlega silnym lokalnym wahaniom. Właściwa magnetosfera zaczyna się na wysokości około 300&nbsp;km nad powierzchnią planety, wraz z [[magnetopauza|magnetopauzą]]. W zewnętrznej części magnetosfery znajduje się magnetyczna bariera – lokalnie silniejsze pole magnetyczne, które, przynajmniej w okresach minimum aktywności słonecznej, wystarcza do powstrzymania [[plazma|plazmy]] słonecznej przed penetrowaniem w głąb atmosfery. Pole magnetyczne bariery osiąga do 40&nbsp;[[Tesla (jednostka)|nT]]{{r|Zhang2007}}. Jeszcze bliżej powierzchni, na wysokości 250&nbsp;km zaczyna się jonosfera i właściwa atmosfera planety. Od „[[strona zawietrzna|strony zawietrznej]]” Wenus znajduje się długi [[ogon magnetosfery]], z występującymi tam niezwykle cienkimi warstwami przenoszących [[prąd elektryczny]] jonów{{r|Russell993|Zhang2007}}. Ciągnie się on do dziesięciu promieni Wenus od planety i jest najbardziej aktywną częścią jej magnetosfery. Zachodzą w nim [[rekoneksja magnetyczna|rekoneksje magnetyczne]], a naładowane cząstki mogą być gwałtownie przyspieszane. Energia elektronów w ogonie magnetosfery wynosi około 100&nbsp;[[elektronowolt|eV]], a jonów około 1000&nbsp;eV{{r|Barabash2007}}.

Ze względu na brak własnego pola magnetycznego Wenus wiatr słoneczny może penetrować [[egzosfera|egzosferę]] planety stosunkowo głęboko, powodując znaczną utratę atmosfery{{r|2004transit}}. Utrata ta odbywa się głównie poprzez ogon magnetosfery i dotyczy przede wszystkim jonów O<sup>+</sup>, H<sup>+</sup> i He<sup>+</sup>. Stosunek uciekających jonów [[wodór|wodoru]] do [[tlen]]u wynosi prawie dokładnie 2:1, co oznacza, że sumarycznie tracona jest [[woda]]{{r|Barabash2007}}.

29 stycznia 2013 roku naukowcy z [[Europejska Agencja Kosmiczna|ESA]] donieśli, że jonosfera Wenus ciągnie się za planetą (patrząc od strony Słońca) w sposób zbliżony do [[Warkocz kometarny|warkocza kometarnego]]{{r|ESA-20130129|Space-20130130}}.

== Chmury ==
Chmury na Wenus są grube i składają się z [[dwutlenek siarki|dwutlenku siarki]] oraz kropelek [[kwas siarkowy|kwasu siarkowego]]{{r|Krasnopolsky}}. [[Albedo sferyczne]] tych chmur (ilość światła odbijanego przy założeniu bliskiego zera [[kąt fazowy (astronomia)|kąta fazowego]]) to około 75%, natomiast albedo geometryczne ([[średnia ważona]] ilości odbijanego światła, uwzględniająca różne kąty fazowe w poszczególnych punktach tarczy planety) to około 84%{{r|Basilevsky2003}}. Tak mocne odbijanie światła słonecznego padającego na planetę stanowi główny czynnik uniemożliwiający obserwację jej powierzchni w [[Światło widzialne|zakresie światła widzialnego]]. Albedo geometryczne Wenus jest najwyższe pośród planet [[Układ Słoneczny|Układu Słonecznego]], a ilość odbijanego przez chmury światła jest tak duża, że znajdujące się na niskiej orbicie [[Sonda kosmiczna|sondy kosmiczne]] mogłyby mieć [[ogniwo słoneczne|ogniwa słoneczne]] zamocowane od spodu i nadal zbierać w nie dostateczną ilość energii{{r|SolarAirPlane}}. Gęstość chmur jest wysoce zmienna, a najgęstsza warstwa znajduje się na wysokości około 48,5&nbsp;km i osiąga 0,1&nbsp;g/m³{{r|colud structure}}; dla porównania średnia zawartość wody w jednostce objętości przeciętnych chmur kłębiastych na [[Ziemia|Ziemi]] to 0,5 g/m³{{r|PilotFriend|clouds}}.

Mimo bardzo mocnego [[Zachmurzenie|zachmurzenia]], Wenus znajduje się na tyle blisko Słońca, że średni poziom [[natężenie oświetlenia|natężenia oświetlenia]] na powierzchni planety wynosi 5000-10000 [[Luks (fotometria)|luksów]]{{r|Basilevsky2003}} i zbliżony jest do ziemskiego dnia ze znacznym zachmurzeniem{{r|zachmurzenie}}.

[[Plik:PIA00072 Venus Cloud Patterns - colorized and filtered.jpg|thumb|Fotografia wykonana przez sondę [[Galileo (sonda kosmiczna)|''Galileo'']] po drodze w stronę [[Jowisz]]a, podczas jej przelotu koło Wenus w roku 1990. Mniejsze szczegóły chmur zostały [[Retusz|podkreślone]] a niebieskawe zabarwienie zastosowane zostało aby zasugerować, że zdjęcie wykonano przez fioletowy [[Filtr (fotografia)|filtr]].]]

Kwas siarkowy, z którego kropelek składają się chmury, powstaje w górnych warstwach atmosfery w wyniku [[reakcja fotochemiczna|reakcji fotochemicznych]] inicjowanych przez [[promieniowanie słoneczne]] pomiędzy [[dwutlenek węgla|dwutlenkiem węgla]], [[dwutlenek siarki|dwutlenkiem siarki]] oraz [[para wodna|parą wodną]]{{r|European Space Agency ESA}}. [[Foton]]y promieniowania [[ultrafiolet]]owego o [[długość fali|długości fali]] poniżej 169&nbsp;[[nanometr|nm]] mogą wywoływać [[fotodysocjacja|fotodysocjację]] dwutlenku węgla do [[tlenek węgla|tlenku węgla]] i atomowego [[tlen]]u. Tlen ten jest wysoce reaktywny i może reagować z obecnym w atmosferze dwutlenkiem siarki, prowadząc do powstania [[tritlenek siarki|trójtlenku siarki]], który z kolei łączy się z parą wodną, tworząc kwas siarkowy{{r|chemiaEgzoplanet}}.
: [[dwutlenek węgla|CO<sub>2</sub>]] → [[tlenek węgla|CO]] + [[tlen|O]]
: [[dwutlenek siarki|SO<sub>2</sub>]] + [[tlen|O]] → [[tritlenek siarki|SO<sub>3</sub>]]
: [[tritlenek siarki|SO<sub>3</sub>]] + [[woda|H<sub>2</sub>O]] → [[kwas siarkowy|H<sub>2</sub>SO<sub>4</sub>]]

W atmosferze występują [[deszcz]]e kwasu siarkowego, jednak nie docierają one nigdy do powierzchni planety, ponieważ panująca tam temperatura wystarcza do ich odparowania – zjawisko to, znane jako [[virga]], występuje też niekiedy na Ziemi{{r|BBC}}. Podejrzewa się, że wysoka zawartość związków [[siarka|siarki]] w atmosferze wzięła się z intensywnego [[wulkanizm]]u u początku istnienia planety, a wysoka temperatura uniemożliwiła ich wtórne związanie w stałe związki na powierzchni, tak jak było to na Ziemi{{r|gsu}}.

== Wyładowania atmosferyczne ==
Chmury na Wenus mogą generować [[Piorun|wyładowania atmosferyczne]], podobnie jak ma to miejsce na Ziemi{{r|Russell2007}}. Występowanie piorunów było z początku podawane w wątpliwość poza [[Związek Socjalistycznych Republik Radzieckich|Związkiem Radzieckim]], ponieważ to jego sondy [[Program Wenera|Wenera]] zarejestrowały pierwsze potencjalne wyładowania. W latach 2006–2007 sonda [[Venus Express]] zarejestrowała jednak [[Promieniowanie elektromagnetyczne|fale elektromagnetyczne]], które powiązano z wyładowaniami. Ich wzór [[intermitencja|intermitencji]] wskazuje na związek z procesami pogodowymi. Intensywność wyładowań na Wenus jest przynajmniej w połowie tak duża, jak na Ziemi{{r|Russell2007}}.

Składające się na chmury kropelki kwasu siarkowego mogą się silnie [[Elektryzacja|elektryzować]], co stwarza warunki do wystąpienia piorunów{{r|European Space Agency ESA}}. Słaba indukowana [[magnetosfera]] Wenus zapewnia bardzo ograniczoną ochronę atmosfery przed [[promieniowanie kosmiczne|promieniowaniem kosmicznym]], które może prowadzić do elektryzacji i wyładowań elektrycznych pomiędzy chmurami{{r|Upadhyay1995}}.

== Ewolucja atmosfery ==
[[Plik:Atmosphere composition.gif|thumb|300px|Porównanie składów atmosfer (od lewej) Wenus, [[Mars]]a, [[Ziemia|Ziemi]] na początku istnienia [[Układ Słoneczny|Układu Słonecznego]] oraz Ziemi dzisiaj. Kolor biały – [[dwutlenek węgla]], szary – [[azot]], czarny – [[tlen]]]]

Łącząc wyniki badań aktualnej struktury chmur i [[geologia|geologii]] powierzchni planety z faktem, że w ciągu ostatnich 3,8&nbsp;miliarda lat [[Jasność (astronomia)|jasność]] [[Słońce|Słońca]] wzrosła o około 25%{{r|Newman}}, uważa się, że atmosfera Wenus około 4&nbsp;miliardy lat temu dużo bardziej przypominała ziemską, włącznie z występowaniem ciekłej wody na powierzchni. [[Niekontrolowany efekt cieplarniany]] mógł zostać wywołany przez wyparowanie wody powierzchniowej i idący za tym wzrost stężenia pozostałych [[gaz cieplarniany|gazów cieplarnianych]]. Z tego względu naukowcy badający [[zmiana klimatu|zmiany klimatu]] na Ziemi poświęcają dużo uwagi atmosferze Wenus{{r|Kasting}}.

Na powierzchni planety nie występują formacje geologiczne, które mogłyby świadczyć o obecności ciekłej wody w ciągu ostatniego miliarda lat. Z drugiej strony nie ma podstaw, aby sądzić, że planeta ta jest wyjątkiem od procesów, które [[Historia Ziemi|ukształtowały Ziemię]] i dostarczyły na nią wodę; być może pojawiła się ona już w trakcie [[Akrecja (astronomia)|akrecji]], ze skalistych [[planetozymal]]i które utworzyły Ziemię, bądź też później, w wyniku uderzeń [[kometa|komet]]. Powszechnym poglądem wśród badaczy jest, że woda mogła się utrzymać na powierzchni Wenus przez około 600&nbsp;milionów lat, choć niektórzy, jak David Grinspoon, uważają, że mogło to trwać nawet dwa miliardy lat{{r|Bortman}}.

Ziemia we wczesnym [[hadeik]]u prawdopodobnie posiadała zbliżoną do Wenus atmosferę z [[ciśnienie cząstkowe|ciśnieniem parcjalnym]] CO<sub>2</sub> wynoszącym około 100 [[bar (jednostka)|bar]], temperaturą powierzchni 230&nbsp;°C oraz być może nawet chmurami [[kwas siarkowy|kwasu siarkowego]]. Stan ten utrzymywał się do około 4&nbsp;miliardów lat temu, kiedy [[tektonika płyt|procesy tektoniczne]] oraz wczesne [[ocean]]y odebrały CO<sub>2</sub> i siarkę z atmosfery{{r|Sleep2001}}. Na wczesnym etapie swojego istnienia Wenus posiadała więc zapewne oceany wody podobnie do Ziemi, jednak tektonika podobna do ziemskiej zanikła, kiedy wyparowały{{r|zmiana}}. Wiek powierzchni planety szacowany jest na około 500&nbsp;milionów lat, w związku z czym nie wykazuje ona żadnych śladów po tamtym okresie{{r|Nimmo1998}}.

== Potencjalne życie na Wenus ==
Ze względu na trudne warunki na powierzchni tylko niewielka część planety została zbadana. Oprócz trwających dyskusji na temat, jak bardzo [[Astrobiologia|życie w kosmosie]] może odbiegać od ziemskiego, nie jest nawet jasne, jak różnorodne środowiska mogą być zasiedlone na [[Historia życia na Ziemi|Ziemi]]. [[Ekstremofil]]e zamieszkują różne ekstremalne środowiska na Ziemi – [[Termofil|termo-]] i [[hipertermofil]]e żyją w temperaturach przekraczających temperaturę [[Wrzenie (fizyka)|wrzenia]] wody, [[acydofil]]e wytrzymują [[Skala pH|pH]] mniejsze niż 3, a niektóre organizmy należą do kilku z tych grup jednocześnie{{r|Cockell1999}}. Temperatura powierzchni Wenus (ponad 450&nbsp;°C) jest jednak daleko poza [[Zakres tolerancji|zakresem tolerancji]] ziemskich ekstremofilów, który wynosi tylko dziesiątki stopni powyżej 100&nbsp;°C{{r|tolerancjaEkstremofilow}}.

Miejscem, gdzie mogłoby istnieć życie w postaci zbliżonej do ziemskiego, jest górna warstwa chmur – miejsce to proponowane było jako potencjalne siedlisko życia, w analogii do występowania [[Bakterie|bakterii]] żyjących i [[Podział komórki|dzielących się]] w chmurach na Ziemi{{r|Landis2003b}}. [[Mikroorganizm|Mikroby]] w gęstej, zachmurzonej atmosferze mogłyby być chronione przed promieniowaniem słonecznym przez zawieszone w powietrzu związki siarki{{r|Cockell1999}}. Wiatr słoneczny mógłby nawet być mechanizmem przenoszącym takie drobnoustroje z Wenus na Ziemię{{r|Wickramasinghw2008}}.

Atmosfera Wenus znajduje się na tyle daleko od stanu [[Równowaga reakcji chemicznych|równowagi chemicznej]], że niezbędne jest rozważenie przyczyn tego odchylenia{{r|Cockell1999}}. Analiza danych z misji [[Program Wenera|Wenera]], [[Program Pioneer|Pioneer]] i [[Magellan (sonda kosmiczna)|Magellan]] wykazała występowanie w górnych warstwach [[siarkowodór|siarkowodoru]] (H<sub>2</sub>S), [[dwutlenek siarki|dwutlenku siarki]] (SO<sub>2</sub>), a także [[siarczek karbonylu|siarczku karbonylu]] (OCS). Dwa pierwsze związki [[Proces Clausa|reagują ze sobą]], wobec czego ich utrzymujący się poziom w atmosferze świadczy o istnieniu mechanizmu ich regeneracji. Siarczek karbonylu z kolei jest trudny do uzyskania na drodze [[Chemia nieorganiczna|nieorganicznej]]{{r|Landis2003b}}, choć w jego przypadku wyjaśnieniem mogłaby być [[wulkanizm|aktywność wulkaniczna]] planety{{r|Landis2003b}}.

Jednym z proponowanych źródeł energii dla mikroorganizmów w górnych warstwach chmur była absorpcja [[ultrafiolet]]u [[Słońce|słonecznego]], co stanowiłoby wyjaśnienie dla ciemnych plam widocznych na niektórych zdjęciach planety w zakresie ultrafioletu{{r|ABC|Clark}}. Tę spekulację podsycają odkryte w warstwach chmur niesferyczne cząsteczki cechujące się silną absorpcją ultrafioletu. W roku 2012 ich rozpowszechnienie i rozkład w zależności od wysokości zostały zbadane dzięki analizie zdjęć dostarczonych przez Venus Monitoring Camera sondy ''Venus Express''{{r|Molaverdikhani2012}}, lecz mimo różnych proponowanych wyjaśnień, ich skład pozostaje nieznany{{r|Cockell1999}}. W roku 2016 zyskała na popularności teoria, mówiąca, że czynnikiem absorbującym jest {{link-interwiki|ditlenek disiarki|Q=Q15410955}}{{r|Frandsen2016}}. W 2020 ogłoszono odkrycie w atmosferze Wenus obecności [[fosforowodór|fosforowodoru]] (w ilości ok. 20 [[Sposoby zapisu bezwymiarowego stosunku dwóch wielkości|ppb]]). Ponieważ w naturze znany jest on dotąd wyłącznie jako produkt uboczny procesów życiowych [[Anaerob|bakterii beztlenowych]] przetwarzających [[fosforany]] przy użyciu [[wodór|wodoru]] – jego obecność może wskazywać na istnienie organizmów żywych także na Wenus. Nie wyklucza się jednak, że jego źródłem tam mogą być nieodkryte dotąd procesy foto- lub geochemiczne<ref>{{Cytuj pismo |autor = Jane S. Greaves, Anita M. S. Richards, William Bains, Paul B. Rimmer, Hideo Sagawa, David L. Clements, Sara Seager, Janusz J. Petkowski, Clara Sousa-Silva, Sukrit Ranjan, Emily Drabek-Maunder, Helen J. Fraser, Annabel Cartwright, Ingo Mueller-Wodarg, Zhuchang Zhan, Per Friberg, Iain Coulson, Elisa Lee, Jim Hoge |tytuł = Phosphine gas in the cloud decks of Venus |url = https://www.nature.com/articles/s41550-020-1174-4 |czasopismo = Nature Astronomy |data = 2020 |doi = 10.1038/s41550-020-1174-4}}</ref>.

== Obserwacje i pomiary przeprowadzone z Ziemi ==
[[Plik:Lomonosov's drawings for his opening of Venus atmosphere 1761.jpg|thumb|left|150px|Rysunek autorstwa [[Michaił Łomonosow|Michaiła Łomonosowa]] z jego opublikowanej w roku 1761 pracy dotyczącej odkrycia atmosfery na Wenus.]]
[[Plik:Venustransit 2004-06-08 07-44.jpg|thumb|left|Wenus podczas [[Tranzyt Wenus|tranzytu]] przez tarczę Słońca 8 czerwca 2004 roku. Tranzyty pozwalają obserwować światło słoneczne przebywające część swojej drogi przez atmosferę planety, dostarczając cennych informacji o górnych warstwach atmosfery poprzez pomiary [[spektroskopia astronomiczna|spektroskopowe]] przeprowadzane z Ziemi.]]

Pierwszą osobą, która wysunęła hipotezę o obecności atmosfery na Wenus, był [[Rosja|rosyjski]] uczony [[Michaił Łomonosow]], który podczas końcowej fazy [[Tranzyt Wenus|tranzytu Wenus]] w roku 1761 zaobserwował łuk światła po stronie planety, która nie była już bezpośrednio na tle Słońca. Zjawisko to tłumaczył [[Refrakcja|refrakcją]] w atmosferze{{r|Shiltsev2014}}. W roku 1940 [[Rupert Wildt]] przeprowadził obliczenia, z których wynikało, że ilość dwutlenku węgla obecnego w atmosferze Wenus musiała doprowadzić temperaturę na powierzchni powyżej [[temperatura wrzenia|temperatury wrzenia]] wody{{r|Weart}}. W 1962 wniosek ten został potwierdzony przez sondę [[Mariner 2]], która przeprowadziła [[radiometria|radiometryczne]] pomiary temperatury, a w roku 1967 [[Wenera 4]] potwierdziła, że atmosfera składa się głównie z dwutlenku węgla{{r|Weart}}.

Badanie górnych warstw atmosfery Wenus z Ziemi możliwe jest podczas rzadkiego zjawiska astronomicznego – [[tranzyt (astronomia)|tranzytu]] słonecznego. Ostatni tranzyt Wenus w XXI wieku miał miejsce w roku 2012 i pozwolił na uzyskanie ilościowych danych dotyczących składu chemicznego atmosfery – dzięki zastosowaniu techniki [[spektroskopia astronomiczna|spektroskopii astronomicznej]], w szczególności uzupełnienie danych o atmosferze na wysokości między 65 a 85&nbsp;km{{r|SpaceCOM}}. Ponieważ techniki pozwalające na dokładną analizę składu atmosfery w oparciu o rejestrowane [[Widmo (spektroskopia)|spektrum]] osiągnęły wystarczający stopień rozwoju dopiero w roku 2001{{r|Britt}}, była to dopiero druga taka okazja po poprzednim tranzycie w roku 2004 – wcześniejszy tranzyt Wenus miał miejsce w roku 1882, następny nastąpi natomiast dopiero w roku 2117{{r|SpaceCOM|Transit}}. Pomiary w roku 2004 pozwoliły na określenie własności gazów na dużych wysokościach dzięki pomiarom [[Absorpcja (optyka)|absorpcji]] w funkcji [[długość fali|długości fali]] rejestrowanego promieniowania, a dzięki pomiarom [[Efekt Dopplera|przesunięcia Dopplera]] udało się również ustalić prawidłowości w wiejących na planecie [[wiatr]]ach{{r|Transit}}.

== Nierozwiązane kwestie ==
=== Wpływ [[wulkanizm]]u na współczesną atmosferę Wenus ===
19 lipca 2009 roku Frank Melillo, astronom amator, zauważył wystąpienie nowej jasnej plamy w atmosferze Wenus. Po jego zgłoszeniu przejrzane zostały dane z sondy ''Venus Express'', z których wynikało, że zaczęła się ona rozprzestrzeniać przynajmniej 4 dni przed tamtą obserwacją. Inne jasne plamy bywały już wcześniej obserwowane w atmosferze Wenus, ta jednak budzi szczególne zainteresowanie ze względu na swój bardzo lokalny charakter (zanim rozwiały ją wiatry). Jednym z proponowanych wyjaśnień jest aktywność wulkaniczna i związany z nią wyrzut materiału w górę atmosfery. Jest to hipoteza o tyle kontrowersyjna, że dotychczas nie ma jednoznacznych dowodów na występowanie [[wulkanizm]]u na Wenus, a wyrzut tak wysoko w atmosferę wymagałby bardzo potężnego wybuchu wulkanicznego. Inne możliwe wyjaśnienia to interakcja naładowanych cząstek [[wiatr słoneczny|wiatru słonecznego]] z atmosferą bądź zachodzące w niej fluktuacje{{r|BBCspot}}.

=== „[[Światło popielate]]” na Wenus ===
Zjawiskiem obserwowanym setki razy, począwszy od roku 1643, jest delikatne świecenie nocnej części tarczy Wenus. Jest to efekt empirycznie podobny do [[światło popielate|światła popielatego]] obserwowanego na [[Księżyc]]u, lecz znacznie mniej intensywny. Mimo wielokrotnie powtarzanych obserwacji, w tym symultanicznych oraz przeprowadzanych przez zawodowych astronomów, część środowiska odrzuca ten efekt jako [[Artefakt (badania naukowe)|artefakt]] badawczy; inni natomiast postulują różne wyjaśnienia{{r|Phillips}}. W latach 80. XX wieku istniało podejrzenie, że odpowiadają za to [[Piorun|wyładowania atmosferyczne]]. Mimo że ich występowanie na Wenus zostało potem potwierdzone, ich intensywność jest niewystarczająca do wyjaśnienia poświaty{{r|swiatloPiorunow}}.

== Aktualna i planowana eksploracja ==
[[Plik:Venus In-Situ Explorer.png|thumb|[[Venus In-Situ Explorer]], próbnik postulowany w ramach projektu [[Program New Frontiers|New Frontiers]] agencji kosmicznej [[NASA]]. Wizja artysty.]]

[[Venus Express]] orbitując wokół Wenus zbadał dość głębokie warstwy atmosfery za pomocą [[podczerwień|podczerwonej]] [[spektroskopia obrazująca|spektroskopii obrazującej]] w zakresie 0,25–5&nbsp;[[mikrometr|µm]]{{r|Svedhem2007}}. Sonda [[Akatsuki (sonda kosmiczna)|Akatsuki]], wystrzelona w maju 2010 roku przez [[Japońska Agencja Eksploracji Aerokosmicznej|JAXA]], miała przez okres dwóch lat badać planetę, w tym strukturę i zjawiska atmosferyczne, jednak w grudniu 2010 roku nie powiódł się manewr jej wejścia na orbitę. Drugie, udane podejście miało miejsce 7 grudnia 2015 roku{{r|Akatsuki}}. Jedna z jej pięciu kamer o nazwie „IR2” mierzy właściwości atmosfery planety poniżej warstwy chmur, a także rozkład przestrzenny i ruch śladowych składników atmosfery. Ze względu na dużą [[ekscentryczność (fizyka)|ekscentryczność]] orbity sonda ta znajduje się między 400 a 310&nbsp;000&nbsp;km od planety. Umożliwia to wykonywanie zdjęć w dużym zbliżeniu, potencjalnie może również umożliwić potwierdzenie [[wulkanizm|aktywności wulkanicznej]] i obecności [[Piorun|wyładowań atmosferycznych]]{{r|PlanetC}}.

Misja [[Venus In-Situ Explorer]] proponowana w ramach [[Program New Frontiers|programu New Frontiers]] agencji [[NASA]] ma pomóc w zrozumieniu procesów, które doprowadziły do zmiany klimatu na Wenus, a także stanowić krok na drodze do przeprowadzenia przyszłej misji pobrania i dostarczenia na Ziemię próbek z planety{{r|NewFrontier}}.

== Misje w dalszej perspektywie ==
Po tym, jak pierwsze misje odkryły ekstremalne warunki panujące na powierzchni Wenus, uwaga świata naukowego przesunęła się na inne cele, takie jak [[Mars]]. Mimo to proponowane były również następne misje na Wenus, których motywacją często było badanie słabo poznanej górnej warstwy atmosfery. W roku 1985 w ramach [[Związek Socjalistycznych Republik Radzieckich|radzieckiego]] [[program Wega|programu Wega]] zrzucono w atmosferę Wenus dwa [[Balon meteorologiczny|balony]] badawcze, które funkcjonowały jedynie około dwóch dni ziemskich, do wyczerpania swoich baterii. Od tego czasu nie przeprowadzano żadnej eksploracji atmosfery. W roku 2002 Global Aerospace, jeden z podwykonawców [[NASA]], zaproponował skonstruowanie balonu, który byłby w stanie spędzić w górnych warstwach atmosfery setki dni{{r|Myers}}.

{{link-interwiki|Geoffrey A. Landis|Q=Q918443}} zaproponował też koncepcję zasilanego [[ogniwo słoneczne|solarnie]] [[bezzałogowy statek powietrzny|bezzałogowego statku powietrznego]]{{r|Landis2002}}, który to pomysł począwszy od wczesnych lat dwutysięcznych powracał co jakiś czas do debaty. Ze względu na wysokie [[albedo]] Wenus, która odbija większość padającego promieniowania słonecznego, na wysokości 60&nbsp;km [[Strumień świetlny|strumień światła]] odbitego wynosi 90% strumienia światła padającego, w związku z czym panele słoneczne mogłyby być zamontowane po obu stronach urządzenia i pracować z niemal równą [[wydajność procesu technologicznego|wydajnością]]{{r|SolarAirPlane}}. W połączeniu z tym, że na planecie tej [[przyspieszenie grawitacyjne]] jest nieco niższe od ziemskiego, panuje wyższe [[ciśnienie atmosferyczne]], a także tempo rotacji planety jest wolniejsze, ten sposób badania Wenus wydaje się stosunkowo łatwy do realizacji. Proponowany statek powietrzny automatycznie korygowałby swoją wysokość, starając się przebywać w strefie optymalnych warunków do funkcjonowania. Ponieważ dla poprawnie zabezpieczonej konstrukcji chmury [[kwas siarkowy|kwasu siarkowego]] znajdujące się na tej wysokości nie powinny stanowić zagrożenia, mogłaby ona prowadzić badania pomiędzy 45 a 60&nbsp;km nad powierzchnią planety aż do wystąpienia mechanicznej usterki, bądź innych nieprzewidzianych problemów. Landis proponował również zastosowanie [[Łazik (badania kosmosu)|łazików]] do eksploracji powierzchni planety, podobnych do [[mars]]jańskich [[Spirit (łazik)|Spirit]] i [[Opportunity (łazik)|Opportunity]], z tą różnicą, że łaziki na Wenus, zamiast daleko posuniętej autonomiczności, byłyby zdalnie sterowane radiowo z poruszającego się nad nimi statku latającego{{r|Landis2001b}}. W ten sposób możliwe jest uniknięcie konieczności montażu na nich skomplikowanych układów elektronicznych, których zabezpieczenie przed bardzo wysoką temperaturą, ciśnieniem i niskim [[Skala pH|pH]] było dotychczas czynnikiem limitującym czas życia próbników{{r|Marks}}.

Plan rosyjskiej [[Roskosmos|Federalnej Agencji Kosmicznej]] na lata 2006–2015 zakładał wystrzelenie sondy [[Wenera-D]] około roku 2024{{r|VenusD1}}. Głównymi założeniami misji były: zbadanie struktury i składu chemicznego atmosfery, a także badania górnej atmosfery, [[jonosfera|jonosfery]], pól [[pole elektryczne|elektrycznego]] i [[pole magnetyczne|magnetycznego]] oraz [[ucieczka hydrodynamiczna|tempa ucieczki]]{{r|VenusD2}}.

== Uwagi ==
{{Uwagi|
<ref name="uwaga_azot">Masa [[Atmosfera Ziemi|atmosfery ziemskiej]] to 5,15{{E|18}}&nbsp;kg, zawiera ona 78% N<sub>2</sub>, a wenusjańskiej 4,8{{E|20}}&nbsp;kg i zawiera 3,5% N<sub>2</sub>. <math>\frac{4{,}8 \cdot 10^{20}\textrm{ kg} \cdot 3{,}5\%}{5{,}15 \cdot 10^{18}\textrm{ kg} \cdot 78\%} \approx 4{,}2.</math></ref>
<ref name="uwaga_czas_naslonecznienia">Te pojęcia są o tyle nieoczywiste, że rok na Wenus trwa 225 dni ziemskich, czyli mniej niż wenusjańska [[doba gwiazdowa]], która liczy ich sobie 243. Złożenie tych dwóch rotacji powoduje, że dany punkt na powierzchni planety (wyłączając te leżące najbliżej biegunów) nasłoneczniony jest przez 58,5 dnia ziemskiego, po czym przez tyle samo znajduje się w ciemności.</ref>
<ref name="uwaga_grubosc_mezosfery">Ta grubość odnosi się do wysokich, polarnych szerokości planetograficznych; w pobliżu [[równik]]a zajmuje dużo węższy pas, między 65 a 67&nbsp;km.</ref>
<ref name="uwaga_pasy">W literaturze anglojęzycznej są one nazywane ‘collars’, w cudzysłowie, więc zarówno ta nazwa, jak i polskojęzyczne tłumaczenie „pasy” nie są zapewne utarte.</ref>
<ref name="uwaga_wysokosc_termopauzy">W podanym źródle wysokość ta określona jest jako 6305&nbsp;km od środka planety. Po odjęciu średniego promienia Wenus, 6051&nbsp;km, otrzymuje się wartość 254&nbsp;km nad powierzchnią planety.</ref>
}}

== Przypisy ==
{{Przypisy|
<ref name="2004transit">{{Cytuj stronę |url = http://sunearth.gsfc.nasa.gov/sunearthday/2004/vt_venus_planetary_2004.htm |tytuł = 2004 Venus Transit information page |praca = Venus Earth and Mars |opublikowany = NASA |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20130510125726/http://sunearth.gsfc.nasa.gov/sunearthday/2004/vt_venus_planetary_2004.htm |zarchiwizowano = 2013-05-10 |data dostępu = 2017-04-19 }}</ref>
<ref name="ABC">{{Cytuj stronę |url = http://www.abc.net.au/news/scitech/2002/09/item20020926135029_1.htm |tytuł = Venus could be a haven for life |data = 2002-09-28 |opublikowany = ABC News |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20090814215837/http://www.abc.net.au/news/scitech/2002/09/item20020926135029_1.htm |zarchiwizowano = 2009-08-14}}</ref>
<ref name="Akatsuki">[http://global.jaxa.jp/press/2015/12/20151209_akatsuki.html Venus Climate Orbiter ‘AKATSUKI’ Inserted Into Venus’ Orbit] [dostęp 2015-12-09].</ref>
<ref name="Barabash2007">{{cytuj pismo |nazwisko = Barabash |imię = S. |nazwisko3 = Sauvaud |imię3 = J.J. |nazwisko4 = Lundin |imię4 = R. |nazwisko5 = Russell |imię5 = C.T. |tytuł = The loss of ions from Venus through the plasma wake |czasopismo = Nature |wolumin = 450 |wydanie = 7170 |strony = 650–653 |data = 2007 |doi = 10.1038/nature06434 |pmid = 18046398 |bibcode = 2007Natur.450..650B |język = en}}</ref>
<ref name="Basilevsky2003">{{cytuj pismo |nazwisko = Basilevsky |imię = Alexandr T. |tytuł = The surface of Venus |czasopismo = Rep. Prog. Phys. |wolumin = 66 |wydanie = 10 |strony = 1699–1734 |data = 2003 |doi = 10.1088/0034-4885/66/10/R04 |bibcode = 2003RPPh...66.1699B |język = en}}</ref>
<ref name="BBC">{{cytuj stronę |url = http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4335628.stm |tytuł = Planet Venus: Earth’s ‘evil twin’ |data = 7 listopada 2005 |opublikowany = BBC News |język = en}}</ref>
<ref name="BBCspot">{{cytuj stronę |url = http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/8179067.stm |tytuł = Experts puzzled by spot on Venus |data = 1 sierpnia 2009 |opublikowany = BBC News |język = en}}</ref>
<ref name="Bertaux2007">{{cytuj pismo |nazwisko = Bertaux |imię = Jean-Loup |nazwisko3 = Korablev |imię3 = Oleg |nazwisko4 = Villard |imię4 = E. |nazwisko5 = Fedorova |imię5 = A. |tytuł = A warm layer in Venus’ cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO |czasopismo = Nature |wolumin = 450 |wydanie = 7170 |strony = 646–649 |data = 2007 |doi = 10.1038/nature05974 |pmid = 18046397 |bibcode = 2007Natur.450..646B |język = en}}</ref>
<ref name="Bishop1989">{{cytuj pismo |nazwisko = Bishop |imię = John |tytuł = Venus exospheric structure: the role of solar radiation pressure |czasopismo = Planetary and Space Science |wolumin = 37 |wydanie = 9 |strony = 1063–1077 |data = 1989 |doi = 10.1016/0032-0633(89)90079-2 |język = en}}</ref>
<ref name="Bortman">{{cytuj stronę |url = http://www.space.com/scienceastronomy/venus_life_040826.html |tytuł = Was Venus Alive? 'The Signs are Probably There’ |nazwisko = Bortman |imię = Henry |data = 2004-08-26 |język = en}}</ref>
<ref name="Britt">{{cytuj stronę |url = http://www.space.com/scienceastronomy/astronomy/extrasolar_atmosphere_011127-1.html |tytuł = First Detection Made of an Extrasolar Planet’s Atmosphere |autor = Britt, Robert Roy |data = 2001-11-27 |opublikowany = Space.com |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20080511202913/http://www.space.com/scienceastronomy/astronomy/extrasolar_atmosphere_011127-1.html |zarchiwizowano = 11 maja, 2008}}</ref>
<ref name="CisnienieWody">{{cytuj stronę |url = http://www.wolframalpha.com/input/?i=93+bar+in+meters+of+water |tytuł = 93 bars in meters of water |język = en |data dostępu = 2017-02-28}}</ref>
<ref name="Clark">{{cytuj stronę |url = http://www.newscientist.com/article/dn2843 |tytuł = Acidic clouds of Venus could harbour life |data = 2002-09-26 |opublikowany = NewScientist.com |język = en}}</ref>
<ref name="clouds">{{cytuj stronę |url = http://snowball.millersville.edu/~adecaria/ESCI340/esci340_cp_lesson01_cloud_properties.pdf |tytuł = ESCI 340 – Physical Meteorology. Lesson 1 – Properties of Clouds |autor = Alex DeCaria |data =  |opublikowany = Departament of Earth Sciences, Millersville University |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20160705100508/http://snowball.millersville.edu/~adecaria/ESCI340/esci340_cp_lesson01_cloud_properties.pdf |zarchiwizowano = 2016-07-05 |data dostępu = 2017-04-30 }}</ref>
<ref name="CloudyWorld">{{cytuj stronę |url = http://www.venustoday.com/news/viewsr.html?pid=21319 |tytuł = Flying over the cloudy world&nbsp;– science updates from Venus Express |data = 2006-07-12 |opublikowany = Venus Today |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20120305142448/http://www.venustoday.com/news/viewsr.html?pid=21319 |zarchiwizowano = 2012-03-05 |data dostępu = 2017-04-19 }}</ref>
<ref name="Cockell1999">{{cytuj pismo |nazwisko = Cockell |imię = Charles S |tytuł = Life on Venus |czasopismo = Planet. Space Sci. |wolumin = 47 |wydanie = 12 |strony = 1487–1501 |data = 1999 |doi = 10.1016/S0032-0633(99)00036-7 |bibcode = 1999P&SS...47.1487C |język = en}}</ref>
<ref name="colud structure">{{cytuj stronę |url = http://www.mps.mpg.de/phd/theses/venus-cloud-structure-and-radiative-energy-balance-of-the-mesosphere.pdf |tytuł = Venus Cloud Structure and Radiative Energy Balance of the Mesosphere |data = 2012 |strony = 14 |język = en}}</ref>
<ref name="Drossart2007">{{cytuj pismo |nazwisko = Drossart |imię = P. |nazwisko3 = Gerard |imię3 = G.C. |nazwisko4 = Lopez-Valverde |imię4 = M.A. |nazwisko5 = Sanchez-Lavega |imię5 = A. |tytuł = A dynamic upper atmosphere of Venus as revealed by VIRTIS on Venus Express |czasopismo = Nature |wolumin = 450 |wydanie = 7170 |strony = 641–645 |data = 2007 |doi = 10.1038/nature06140 |pmid = 18046396 |bibcode = 2007Natur.450..641D |język = en}}</ref>
<ref name="elements">{{cytuj stronę |url = http://www.engineeringtoolbox.com/elements-periodic-table-atomic-weight-melting-boiling-points-density-electronegativity-electron-affinity-configuration-d_999.html |tytuł = Elements of the Periodic System |opublikowany = Engineering Toolbox |data dostępu = 2017-04-30}}</ref>
<ref name="Encyclopedia">DK Space Encyclopedia: ''Atmosphere of Venus'', p. 58.</ref>
<ref name="ESA-20130129">{{cytuj stronę |url = http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/When_a_planet_behaves_like_a_comet |tytuł = When A Planet Behaves Like A Comet |data = 29 stycznia, 2013 |opublikowany = [[Europejska Agencja Kosmiczna|ESA]] |język = en}}</ref>
<ref name="European Space Agency ESA">{{cytuj stronę |url = http://m.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Venus_Express/Acid_clouds_and_lightning |tytuł = VenusExpress: Acid clouds and lightning |język = en}}</ref>
<ref name="Fegley1997">{{cytuj książkę |autor = Fegley, B. |tytuł = Geochemistry of Surface-Atmosphere Interactions on Venus (Venus II: Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment) |wydawca = University of Arizona Press |data = 1997 |isbn = 0-8165-1830-0 |język = en}}</ref>
<ref name="Frandsen2016">{{cytuj pismo |nazwisko = Frandsen |imię = Benjamin N. |nazwisko2 = Wennberg |imię2 = Paul O. |nazwisko3 = Kjaergaard |imię3 = Henrik G. |tytuł = Identification of OSSO as a near-UV absorber in the Venusian atmosphere |czasopismo = Geophys. Res. Lett. |wolumin = 43 |wydanie = 21 |strony = 11,146 |rok = 2016 |doi = 10.1002/2016GL070916 |bibcode = 2016GeoRL..4311146F |język = en}}</ref>
<ref name="gsu">{{cytuj stronę |url = http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/HBASE/Solar/venusenv.html |tytuł = The Environment of Venus |opublikowany = hyperphysics.phy-astr.gsu.edu |język = en}}</ref>
<ref name="how hot">{{cytuj stronę |url = http://www.whiteworld.com/technoland/stories-nonfic/2008-stories/Venus-temp.htm |tytuł = How Hot is Venus? |data = maj 2006 |język = en}}</ref>
<ref name="Kasting">{{cytuj pismo |nazwisko = Kasting |imię = J.F. |tytuł = Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus |czasopismo = Icarus |wolumin = 74 |wydanie = 3 |strony = 472–494 |data = 1988 |doi = 10.1016/0019-1035(88)90116-9 |pmid = 11538226 |bibcode = 1988Icar...74..472K |język = en}}</ref>
<ref name="Krasnopolsky">{{cytuj pismo |nazwisko = Krasnopolsky |imię = V.A. |tytuł = Chemical composition of the atmosphere of Venus |czasopismo = Nature |wolumin = 292 |wydanie = 5824 |strony = 610–613 |data = 1981 |doi = 10.1038/292610a0 |bibcode = 1981Natur.292..610K |język = en}}</ref>
<ref name="Krasnopolsky2013">{{cytuj pismo |nazwisko = Krasnopolsky |imię = V.A. |nazwisko2 = Belyaev |imię2 = D.A. |nazwisko3 = Gordon |imię3 = I.E. |nazwisko4 = Li |imię4 = G. |nazwisko5 = Rothman |imię5 = L.S. |tytuł = Observations of D/H ratios in H2O, HCl, and HF on Venus and new DCl and DF line strengths |czasopismo = Icarus |wolumin = 224 |strony = 57–65 |rok = 2013 |doi = 10.1016/j.icarus.2013.02.010 |bibcode = 2013Icar..224...57K |język = en}}</ref>
<ref name="Lakdawalla">{{cytuj stronę |url = http://www.planetary.org/news/2006/0414_First_Venus_Express_VIRTIS_Images_Peel.html |tytuł = First Venus Express VIRTIS Images Peel Away the Planet’s Clouds |nazwisko = Lakdawalla |imię = Emily |data = 2006-04-14 |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20071222143246/http://www.planetary.org/news/2006/0414_First_Venus_Express_VIRTIS_Images_Peel.html |zarchiwizowano = 2007-12-22}}</ref>
<ref name="Landis2001b">{{cytuj pismo |nazwisko = Landis |imię = Geoffrey A. |tytuł = Robotic Exploration of the Surface and Atmosphere of Venus |czasopismo = Acta Astronautica |wolumin = 59 |wydanie = 7 |strony = 570–579 |data = 2006 |doi = 10.1016/j.actaastro.2006.04.011 |bibcode = 2006AcAau..59..570L |język = en}}</ref>
<ref name="Landis2002">{{cytuj |autor = Geoffrey A. Landis, Anthony Colozza, Christopher M LaMarre |tytuł = Proceedings of the 40th Aerospace Sciences Meeting and Exhibit sponsored by the American Institute of Aeronautics and Astronautics |url = http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2002/TM-2002-211467.pdf |rozdział = Atmospheric Flight on Venus |s = IAC–02–Q.4.2.03, AIAA–2002–0819, AIAA0 |archiwum = https://web.archive.org/web/20111016143148/http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2002/TM-2002-211467.pdf |zarchiwizowano = 2011-10-16 |data dostępu = 2017-04-19 }}</ref>
<ref name="Landis2003">{{cytuj pismo |nazwisko = Landis |imię = Geoffrey A. |tytuł = Colonization of Venus |url = https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/20030022668.pdf |czasopismo = AIP Conf. Proc. |wolumin = 654 |wydanie = 1 |strony = 1193–1198 |data = 2003 |doi = 10.1063/1.1541418 |bibcode = 2003AIPC..654.1193L |język = en}}</ref>
<ref name="Landis2003b">{{cytuj pismo |nazwisko = Landis |imię = Geoffrey A. |tytuł = Astrobiology: the Case for Venus |url = http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2003/TM-2003-212310.pdf |czasopismo = J. of the British Interplanetary Society |wolumin = 56 |wydanie = 7/8 |strony = 250–254 |data = 2003 |bibcode = 2003JBIS...56..250L |język = en |archiwum = http://web.archive.org/web/20110807004311/http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2003/TM-2003-212310.pdf |zarchiwizowano = 2011-08-07}}</ref>
<ref name="Lide1996">{{cytuj książkę |autor = Lide, D. |tytuł = CRC Handbook of Chemistry and Physics |wydawca = CRC Press |data = 1996 |język = en}}</ref>
<ref name="Lovelock1979">{{cytuj książkę |autor = Lovelock, James |tytuł = Gaia: A New Look at Life on Earth |wydawca = Oxford University Press |data = 1979 |isbn = 0-19-286218-9 |język = en}}</ref>
<ref name="Markiewicz2007">{{cytuj pismo |nazwisko = Markiewicz |imię = W.J. |nazwisko3 = Limaye |imię3 = S.S. |nazwisko4 = Keller |imię4 = H.U. |nazwisko5 = Ignatiev |imię5 = N. |tytuł = Morphology and dynamics of the upper cloud layer of Venus |czasopismo = Nature |wolumin = 450 |wydanie = 7170 |strony = 633–636 |data = 2007 |doi = 10.1038/nature06320 |pmid = 18046394 |bibcode = 2007Natur.450..633M |język = en}}</ref>
<ref name="Marks">{{cytuj stronę |url = http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn7354 |tytuł = To conquer Venus, try a plane with a brain |autor = Marks, Paul |data = 2005-05-08 |opublikowany = NewScientist.com |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20080102092724/http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn7354 |zarchiwizowano = 2008-01-02}}</ref>
<ref name="Molaverdikhani2012">{{cytuj pismo |nazwisko = Molaverdikhani |imię = Karan |tytuł = The abundance and vertical distribution of the unknown ultraviolet absorber in the venusian atmosphere from analysis of Venus Monitoring Camera images |czasopismo = Icarus |wolumin = 217 |wydanie = 2 |strony = 648–660 |data = 2012 |doi = 10.1016/j.icarus.2011.08.008 |bibcode = 2012Icar..217..648M |język = en}}</ref>
<ref name="Moskin">{{cytuj pismo |nazwisko = Moshkin |imię = B.E. |nazwisko2 = Ekonomov |imię2 = A.P. |nazwisko3 = Golovin |imię3 = Iu.M. |tytuł = Dust on the surface of Venus |czasopismo = Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research) |wolumin = 17 |strony = 280–285 |data = 1979 |bibcode = 1979KosIs..17..280M |język = en}}</ref>
<ref name="Myers">{{cytuj stronę |url = http://www.gaerospace.com/press-releases/pdfs/Robotic_balloon.pdf |tytuł = Robotic Balloon Probe Could Pierce Venus’s Deadly Clouds |nazwisko = Myers |imię = Robert |data = 2002-11-13 |opublikowany = SPACE.com |język = en}}</ref>
<ref name="Nave">{{cytuj stronę |url = http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/solar/venusenv.html |tytuł = The Environment of Venus |autor = Nave, Carl R |opublikowany = Department of Physics and Astronomy, Georgia State University |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20080214034840/http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/Hbase/solar/venusenv.html |zarchiwizowano = 2008-02-14}}</ref>
<ref name="NewFrontier">{{cytuj stronę |url = http://newfrontiers.nasa.gov/program_plan.html |tytuł = New Frontiers Program&nbsp;– Program Description |opublikowany = NASA |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20080226160348/http://newfrontiers.nasa.gov/program_plan.html |zarchiwizowano = 2008-02-26}}</ref>
<ref name="Newman">{{cytuj pismo |nazwisko = Newman |imię = M.J. |tytuł = Implications of solar evolution for the Earth’s early atmosphere |czasopismo = Science |wolumin = 198 |wydanie = 4321 |strony = 1035–1037 |data = 1977 |doi = 10.1126/science.198.4321.1035 |pmid = 17779689 |bibcode = 1977Sci...198.1035N |język = en}}</ref>
<ref name="Nimmo1998">{{cytuj pismo |nazwisko = Nimmo |imię = F. |tytuł = Volcanism and Tectonics on Venus |czasopismo = Annu. Rev. Earth Planet. Sci. |wolumin = 26 |wydanie = |strony = 23–51 |data = 1998 |doi = 10.1146/annurev.earth.26.1.23 |bibcode = 1998AREPS..26...23N |język = en}}</ref>
<ref name="Normille2010">{{cytuj pismo |autor = Normile, Dennis |tytuł = Mission to probe Venus’s curious winds and test solar sail for propulsion |czasopismo = Science |wolumin = 328 |wydanie = 5979 |strony = 677 |data = 2010 |doi = 10.1126/science.328.5979.677-a |pmid = 20448159 |bibcode = 2010Sci...328..677N |język = en}}</ref>
<ref name="ozone">{{cytuj stronę |url = http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-15203281 |tytuł = Venus springs ozone layer surprise |nazwisko = Carpenter |imię = Jennifer |data = 2011-10-07 |opublikowany = BBC |język = en}}</ref>
<ref name="Patzold2007">{{cytuj pismo |nazwisko = Patzold |imię = M. |nazwisko3 = Bird |imię3 = M.K. |nazwisko4 = Tellmann |imię4 = S. |nazwisko5 = Mattei |imię5 = R. |tytuł = The structure of Venus’ middle atmosphere and ionosphere |czasopismo = Nature |wolumin = 450 |wydanie = 7170 |strony = 657–660 |data = 2007 |doi = 10.1038/nature06239 |pmid = 18046400 |bibcode = 2007Natur.450..657P |język = en}}</ref>
<ref name="Phillips">{{cytuj pismo |nazwisko = Russell |imię = C.T. |nazwisko2 = Phillips |imię2 = J.L. |tytuł = The Ashen Light |url = http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/ashen/ |czasopismo = Advances in Space Research |wolumin = 10 |wydanie = 5 |strony = 137–141 |data = 1990 |doi = 10.1016/0273-1177(90)90174-X |bibcode = 1990AdSpR..10..137R |język = en | archiwum = http://web.archive.org/web/20190720075900/http://www-ssc.igpp.ucla.edu:80/personnel/russell/papers/ashen/ | zarchiwizowano = 2019-07-20}}</ref>
<ref name="Piccioni2007">{{cytuj pismo |nazwisko = Piccioni |imię = G. |nazwisko3 = Sanchez-Lavega |imię3 = A. |nazwisko4 = Hueso |imię4 = R. |nazwisko5 = Taylor |imię5 = F.W. |tytuł = South-polar features on Venus similar to those near the north pole |czasopismo = Nature |wolumin = 450 |wydanie = 7170 |strony = 637–640 |data = 2007 |doi = 10.1038/nature06209 |pmid = 18046395 |bibcode = 2007Natur.450..637P |język = en}}</ref>
<ref name="PilotFriend">{{cytuj stronę |url = http://www.pilotfriend.com/av_weather/meteo/clouds.htm |tytuł = PilotFriend – general aviation portal |język = en}}</ref>
<ref name="PlanetC">{{cytuj stronę |url = http://www.jaxa.jp/missions/projects/sat/exploration/planet_c/index_e.html |tytuł = Venus Exploration Mission PLANET-C |data = 2006-05-17 |opublikowany = Japan Aerospace Exploration Agency |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20061208125942/http://www.jaxa.jp/missions/projects/sat/exploration/planet_c/index_e.html |zarchiwizowano = 2006-12-08 |data dostępu = 2017-04-19 }}</ref>
<ref name="Profiles">{{cytuj stronę |url = http://www.datasync.com/~rsf1/vel/1918vpt.htm |tytuł = Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles |opublikowany = Shade Tree Physics |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20080205025041/http://www.datasync.com/~rsf1/vel/1918vpt.htm |zarchiwizowano = 2008-02-05}}</ref>
<ref name="Russell2007">{{cytuj pismo |nazwisko = Russell |imię = C.T. |nazwisko3 = Delva |imię3 = M. |nazwisko4 = Magnes |imię4 = W. |nazwisko5 = Strangeway |imię5 = R.J. |tytuł = Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere |czasopismo = Nature |wolumin = 450 |wydanie = 7170 |strony = 661–662 |data = 2007 |doi = 10.1038/nature05930 |pmid = 18046401 |bibcode = 2007Natur.450..661R |język = en}}</ref>
<ref name="Russell993">{{cytuj pismo |nazwisko = Russell |imię = C.T. |tytuł = Planetary Magnetospheres |czasopismo = Rep. Prog. Phys. |wolumin = 56 |wydanie = 6 |strony = 687–732 |data = 1993 |doi = 10.1088/0034-4885/56/6/001 |bibcode = 1993RPPh...56..687R |język = en}}</ref>
<ref name="Shiltsev2014">{{cytuj pismo |nazwisko = Shiltsev |imię = Vladimir |tytuł = The 1761 Discovery of Venus’ Atmosphere: Lomonosov and Others |czasopismo = Journal of Astronomical History and Heritage |wolumin = 17 |wydanie = 1 |strony = 85–112 |data = March 2014 |bibcode = 2014JAHH...17...85S |język = en}}</ref>
<ref name="Sleep2001">{{cytuj pismo |nazwisko = Sleep |imię = N.H. |nazwisko2 = Zahnle |imię2 = K. |nazwisko3 = Neuhoff |imię3 = P.S. |tytuł = Initiation of clement surface conditions on the earliest Earth |czasopismo = [[Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America|PNAS]] |wolumin = 98 |wydanie = 7 |strony = 3666–3672 |data = 2001 |doi = 10.1073/pnas.071045698 |pmid = 11259665 |bibcode = 2001PNAS...98.3666S |język = en}}</ref>
<ref name="SolarAirPlane">{{cytuj pismo |nazwisko = Landis |imię = Geoffrey A. |tytuł = Exploring Venus by Solar Airplane |czasopismo = AIP Conference Proceedings |wolumin = 522 |strony = 16–18 |data = 2001 |wydawca = American Institute of Physics |doi = 10.1063/1.1357898 |bibcode = 2001AIPC..552...16L |język = en}}</ref>
<ref name="SolarSystemEncyclopedia">{{cytuj książkę |nazwisko = Taylor |imię = Fredric W. |tytuł = Encyclopedia of the Solar System |url = http://literati.credoreference.com/content/entry/estsolar/venus_atmosphere/0 |wydanie = 3rd |wydawca = Elsevier Science & Technology |miejsce = Oxford |data = 2014 |rozdział = Venus: Atmosphere |isbn = 9780124158450 |język = en}}</ref>
<ref name="SouthPole">{{cytuj stronę |url = http://www.esa.int/SPECIALS/Venus_Express/SEMYGQEFWOE_0.html |tytuł = Double vortex at Venus South Pole unveiled! |data = 2006-06-27 |opublikowany = European Space Agency |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20080107154945/http://www.esa.int/SPECIALS/Venus_Express/SEMYGQEFWOE_0.html |zarchiwizowano = 2008-01-07}}</ref>
<ref name="Space-20130130">{{cytuj stronę |url = http://www.space.com/19537-venus-comet-atmosphere.html |tytuł = Venus Can Have ‘Comet-Like’ Atmosphere |nazwisko = Kramer |imię = Miriam |data = 2013-01-30 |opublikowany = Space.com |język = en}}</ref>
<ref name="SpaceCOM">{{cytuj stronę |url = http://www.space.com/scienceastronomy/venus_science_040607.html |tytuł = Venus’ Atmosphere to be Probed During Rare Solar Transit |data = 2004-06-07 |opublikowany = Space.com |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20060213154524/http://www.space.com/scienceastronomy/venus_science_040607.html |zarchiwizowano = 2006-02-13}}</ref>
<ref name="Svedhem2007">{{cytuj pismo |nazwisko = Svedhem |imię = Hakan |autor3 = Taylor, Fredric V. |autor4 = Witasse, Oliver |tytuł = Venus as a more Earth-like planet |czasopismo = [[Nature]] |wolumin = 450 |wydanie = 7170 |strony = 629–632 |data = 2007 |doi = 10.1038/nature06432 |pmid = 18046393 |bibcode = 2007Natur.450..629S |język = en}}</ref>
<ref name="Transit">{{cytuj stronę |url = http://www.ucar.edu/news/releases/2004/venus.shtml |tytuł = NCAR Scientist to View Venus’s Atmosphere during Transit, Search for Water Vapor on Distant Planet |data = 2004-06-03 |opublikowany = National Center for Atmospheric Research and UCAR Office of Programs |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20161130014245/http://www.ucar.edu/news/releases/2004/venus.shtml |zarchiwizowano = 2016-11-30 |data dostępu = 2017-04-19 }}</ref>
<ref name="Upadhyay1995">{{cytuj pismo |autor = Upadhyay, H.O |tytuł = Cosmic ray Ionization of Lower Venus Atmosphere |czasopismo = Advances in Space Research |wolumin = 15 |wydanie = 4 |strony = 99–108 |data = kwiecień 1995 |doi = 10.1016/0273-1177(94)00070-H |bibcode = 1995AdSpR..15...99U |język = en}}</ref>
<ref name="VenusD1">{{cytuj stronę |url = http://www.federalspace.ru/main.php?id=2&nid=9948&hl=venera+d |tytuł = Russia Eyes Scientific Mission to Venus |data = 2010-10-26 |opublikowany = Russian Federal Space Agency |język = en}}</ref>
<ref name="VenusD2">{{cytuj stronę |url = http://venera-d.cosmos.ru/index.php?id=676&L=2 |tytuł = Scientific goals of the Venera-D mission |opublikowany = Russian Space Research Institute |język = en}}</ref>
<ref name="Weart">Weart, Spencer, ''[http://www.aip.org/history/climate/index.htm The Discovery of Global Warming]'', [http://www.aip.org/history/climate/index.htm „Venus & Mars”], June 2008.</ref>
<ref name="Whitten1984">{{cytuj pismo |nazwisko = Whitten |imię = R.C. |nazwisko2 = McCormick |imię2 = P.T. |nazwisko3 = Merritt |imię3 = David |nazwisko4 = Thompson |imię4 = K.W. |nazwisko5 = Brynsvold |imię5 = R.R. |tytuł = Dynamics of the Venus ionosphere: A two-dimensional model study |czasopismo = Icarus |wolumin = 60 |wydanie = 2 |strony = 317–326 |data = listopad 1984 |doi = 10.1016/0019-1035(84)90192-1 |bibcode = 1984Icar...60..317W |język = en}}</ref>
<ref name="Wickramasinghw2008">{{cytuj pismo |nazwisko = Wickramasinghe |imię = N.C. |nazwisko2 = Wickramasinghe |imię2 = J.T. |tytuł = On the possibility of microbiota transfer from Venus to Earth |czasopismo = Astrophysics and Space Science |wolumin = 317 |wydanie = 1–2 |strony = 133–137 |data = 2008 |doi = 10.1007/s10509-008-9851-2 |bibcode = 2008Ap&SS.317..133W |język = en}}</ref>
<ref name="Zhang2007">{{cytuj pismo |nazwisko = Zhang |imię = T.L. |nazwisko3 = Baumjohann |imię3 = W. |nazwisko4 = Auster |imię4 = H.-U. |nazwisko5 = Carr |imię5 = C. |tytuł = Little or no solar wind enters Venus’ atmosphere at solar minimum |czasopismo = Nature |wolumin = 450 |wydanie = 7170 |strony = 654–656 |data = 2007 |doi = 10.1038/nature06026 |pmid = 18046399 |bibcode = 2007Natur.450..654Z |język = en}}</ref>
<ref name="zmiana">{{Cytuj pismo |autor = Mark A. Bullock |autor2 = David H. Grinspoon |tytuł = Globalna zmiana klimatu na Wenus |url = https://naukaniedlaopornych.blogspot.com/2013/02/globalna-zmiana-klimatu-na-wenus.html |czasopismo = Świat Nauki |data = maj 1999 |data dostępu = 2017-04-30}}</ref>
<ref name="deuteriumEscape">{{Cytuj pismo |autor = Thomas M. Donahue |tytuł = New Analysis of Hydrogen and Deuterium Escape from Venus |czasopismo = Icarus |wolumin = 141 |strony = 226–235 |data = 1999 |doi = 10.1006/icar.1999.6186}}</ref>
<ref name="tolerancjaEkstremofilow">{{Cytuj pismo |autor = K. Kashefi, D.R. Lovley |tytuł = Extending the Upper Temperature Limit for Life |czasopismo = Science |wolumin = 301 |strony = 934 |data = 2003 |doi = 10.1126/science.1086823}}</ref>
<ref name="swiatloPiorunow">{{Cytuj pismo |autor = M.A. Williams, L.W. Thomason, D.M. Hunten |tytuł = The transmission to space of the light produced by lightning in the clouds of Venus |czasopismo = Icarus |strony = 166–170 |doi = 10.1016/0019-1035(82)90176-2 |data = 1982 |wolumin = 52}}</ref>
<ref name="zachmurzenie">{{cytuj stronę |url = https://solarsystem.nasa.gov/planets/venus/indepth |tytuł = Venus: In Depth |opublikowany = [[NASA]] |język = en}}</ref>
<ref name="chemiaEgzoplanet">{{Cytuj pismo |autor = L. Schaefer, B. Fegley Jr |tytuł = Atmospheric Chemistry of Venus-like Exoplanets |czasopismo = The Astrophysical Journal |doi = 10.1088/0004-637X/729/1/6 |data = 2011 |wolumin = 729 |wydanie = 1}}</ref>
}}

== Linki zewnętrzne ==
{{Commonscat|Atmosphere of Venus}}

[[Kategoria:Atmosfery planetarne|Wenus]]
[[Kategoria:Wenus]]