Atmósfera de Venus

La circulación en la troposfera de Venus corresponde aproximadamente a la llamada aproximación ciclostrófica [5] . En este caso, la velocidad de los flujos de aire está determinada por el equilibrio del gradiente bárico y las fuerzas centrífugas en un flujo de aire zonal casi regular. A modo de comparación, la circulación en la atmósfera terrestre está determinada por el equilibrio geostrófico [5] . Las velocidades del viento en Venus solo se pueden medir directamente en la troposfera superior ( tropopausa ) entre 60 y 70 km, que corresponde a la capa superior de nubes [24] . El movimiento de las nubes generalmente se observa en la parte ultravioleta del espectro, donde el contraste entre las nubes es más alto [24] . En las imágenes ultravioleta del Mariner-10 AMS se detectaron tres faltas de homogeneidad en forma de V de la atmósfera, espaciadas uniformemente a lo largo del ecuador [25] :113 . La velocidad lineal de los vientos a esta altura por debajo de los 50° de latitud es de unos 100 ± 10 m/s, y son retrógrados (al igual que la dirección de rotación del planeta) [24] . A medida que aumenta la latitud, los vientos se debilitan rápidamente y desaparecen por completo en los polos. Tales vientos fuertes cerca de la parte superior de las nubes hacen un círculo alrededor del planeta más rápido de lo que gira el planeta mismo (este fenómeno se llama superrotación o superrotación de la atmósfera) [5] [20] . La superrotación en Venus es diferencial, es decir, la troposfera ecuatorial gira más lentamente que la troposfera de latitudes medias [24] . Los vientos también tienen un fuerte gradiente vertical: a medida que disminuyen, su velocidad disminuye a una velocidad de 3 m/s por km [5] . Los vientos cerca de la superficie de Venus son mucho más lentos que en la Tierra y son solo de unos pocos kilómetros por hora (normalmente menos de 2 m/s - 0,3 a 1,0 m/s en promedio). Sin embargo, debido a la alta densidad de la atmósfera cerca de la superficie, esto es suficiente para transportar polvo y pequeñas piedras sobre toda la superficie, similar al lento flujo de agua [1] [26] .

Se supone que todos los vientos en Venus se deben en última instancia a la convección [5] . El aire caliente asciende por la zona ecuatorial, donde se observa el mayor calentamiento por parte del Sol, y se dirige a los polos. Este fenómeno se denomina célula de Hadley [5] . Sin embargo, los movimientos de aire meridionales (norte-sur) son mucho más lentos que los vientos zonales. El límite de la celda de Hadley en Venus se encuentra cerca de las latitudes ± 60° [5] . Aquí el aire comienza a descender y regresa al ecuador cerca de la superficie. Esta hipótesis del movimiento del aire está respaldada por la dispersión del monóxido de carbono , que también se concentra en la región de las latitudes ± 60° [5] . En el rango de latitud de 60-70° hay collares polares fríos [5] [12] . Se caracterizan por temperaturas 30-40 K más bajas que las capas superiores de la troposfera en latitudes vecinas [12] . La temperatura más baja probablemente se deba a que el aire asciende en ellos y al enfriamiento adiabático [12] . Esta interpretación está respaldada por nubes más densas y altas en estas áreas. Las nubes están a una altitud de 70-72 km, que es 5 km más alta que en los polos y latitudes más bajas [5] . Puede haber una conexión entre los collares fríos y los jets de latitudes medias de alta velocidad, en los que la velocidad del viento alcanza los 140 m/s. Tales chorros son una consecuencia natural de la circulación de Hadley y deberían existir en Venus entre las latitudes 55-60° [24] .

Los collares polares fríos contienen estructuras irregulares conocidas como vórtices polares [5] . Se trata de huracanes gigantes , similares a las tormentas terrestres pero cuatro veces más grandes. Cada vórtice tiene dos " ojos " - centros de rotación, que están conectados por una estructura distinta de nubes en forma de S. Estas estructuras de doble ojo también se denominan dipolos polares [12] . Los vórtices giran con un período de unos 3 días en la dirección de superrotación general de la atmósfera [12] . Cerca de sus límites exteriores, la velocidad lineal del viento alcanza los 35–50 m/s y disminuye a cero en los centros [12] . La temperatura en las nubes superiores de los vórtices polares es mucho más alta que en los collares polares cercanos y alcanza los 250 K (−23 °C) [12] . La explicación generalmente aceptada para los vórtices polares es que son anticiclones con afloramiento en el centro y afloramiento en vórtices polares fríos [5] . Este tipo de circulación recuerda a los máximos polares invernales en la Tierra, especialmente sobre la Antártida . Las observaciones muestran que la circulación anticiclónica observada cerca de los polos puede penetrar hasta una altura de 50 km, es decir, hasta la base de las nubes [12] . La troposfera superior polar y la mesosfera son extremadamente dinámicas: grandes nubes brillantes pueden aparecer y desaparecer en cuestión de horas. Uno de estos eventos fue observado por la sonda Venus Express entre el 9 y el 13 de enero de 2007, cuando la región del polo sur se volvió un 30% más brillante [24] . Este evento probablemente fue causado por la liberación de dióxido de azufre en la mesosfera , que luego se condensó, formando una neblina brillante [24] .

El primer vórtice en Venus fue detectado en el polo norte por la nave espacial Pioneer Venera 1 en 1978 [27] . Un vórtice similar con un doble ojo en el polo sur fue descubierto en 2006 por la sonda Venera Express [ 12 ] [28] .

Alta atmósfera e ionosfera

La mesosfera de Venus se encuentra en altitudes entre 65 y 120 km. Luego comienza la termosfera , alcanzando el límite superior de la atmósfera ( exosfera ) a una altitud de 220 a 350 km [19] .

La mesosfera de Venus se puede dividir en dos niveles: inferior (62 a 73 km) y superior ( 73 a 95 km ) [19] . En la primera capa, la temperatura es casi constante a 230 K (−43 °C). Este nivel coincide con el límite superior de las nubes. En el segundo nivel, la temperatura comienza a disminuir, cayendo a una altitud de 95 km a 165 K (-108 °C). Es el lugar más frío del lado diurno de la atmósfera de Venus [2] . Luego comienza la mesopausa [19] , que es el límite entre la mesosfera y la termosfera y se encuentra entre los 95 y 120 km. En el lado diurno de la mesopausia, la temperatura sube a 300–400 K (27–127°C), los valores que prevalecen en la termosfera [2] . Por el contrario, el lado nocturno de la termosfera es el lugar más frío de Venus, a 100 K (-173 °C). A veces se le llama criosfera [2] . En 2015, utilizando la sonda Venera Express, los científicos registraron una anomalía térmica en el rango de altitud de 90 a 100 kilómetros: las temperaturas promedio aquí son 20-40 kelvin más altas e iguales a 220-224 kelvin. [29][ aclarar ]

La circulación de la mesosfera superior y la termosfera de Venus es muy diferente de la circulación de la atmósfera inferior [2] . A altitudes de 90 a 150 km, el aire de Venus se mueve del lado diurno al lado nocturno del planeta, con un afloramiento sobre el hemisferio iluminado y un afloramiento descendente sobre el lado nocturno. El hundimiento sobre el hemisferio nocturno provoca un calentamiento adiabático del aire, lo que crea una capa cálida sobre este hemisferio a altitudes de 90 a 120 km [2] con una temperatura de aproximadamente 230 K (−43 °C), que es mucho más alta que la temperatura promedio. registrado en la parte nocturna de la termosfera — 100 K (−173 °C) [2] . El aire del lado diurno también transporta átomos de oxígeno que, después de la recombinación , forman moléculas excitadas en un estado singulete de larga duración ( 1 Δ g ), que luego regresan a su estado original y emiten radiación infrarroja a una longitud de onda de 1,27 micras. Esta radiación a altitudes de 90 a 100 km a menudo se observa desde la Tierra y las naves espaciales [30] . El lado nocturno de la mesosfera superior y termosfera de Venus también es una fuente de emisión infrarroja de moléculas de CO 2 y NO , que no corresponde al equilibrio termodinámico local y es responsable de la baja temperatura del lado nocturno de la termosfera [30] .

La sonda Venus Express , utilizando eclipses estelares, mostró que la neblina atmosférica se extiende mucho más en el lado nocturno que en el lado diurno. En el lado diurno, la capa de nubes tiene un espesor de 20 km y se extiende hasta unos 65 km, mientras que en el lado nocturno, la capa de nubes en forma de niebla densa alcanza una altura de 90 km y penetra en la mesosfera e incluso más arriba ( 105 km), ya como una neblina transparente [22] .

Venus tiene una ionosfera alargada , situada a una altitud de 120-300 km y casi coincidiendo con la termosfera [19] . Los altos niveles de ionización persisten solo en el lado diurno del planeta. En el lado nocturno, la concentración de electrones es casi cero [19] . La ionosfera de Venus consta de tres capas: 120-130 km, 140-160 km y 200-250 km [19] . También puede haber una capa adicional en la región de 180 km. La densidad electrónica máxima (el número de electrones por unidad de volumen) 3⋅10 11  m −3 se logra en la segunda capa cerca del punto subsolar [19] . El límite superior de la ionosfera, la ionopausa  , se encuentra a una altitud de 220 a 375 km [31] [32] . Los iones principales en la primera y segunda capa son iones O 2 + , mientras que la tercera capa consta de iones O+ [19] . Según las observaciones, el plasma ionosférico está en movimiento y la fotoionización solar en el lado diurno y la recombinación de iones en el lado nocturno son los principales procesos responsables de acelerar el plasma a las velocidades observadas. Aparentemente, el flujo de plasma es suficiente para mantener el nivel observado de concentración de iones en el lado nocturno [33] .

Gracias a los datos del espectrómetro ultravioleta, que trabajaba a bordo de la sonda orbital Venus Express , los astrónomos descubrieron una capa de ozono en la capa superior de nubes a una altitud de 70 km sobre las regiones templadas y polares del planeta (desde los 50° de latitud y arriba) [34] [35] .

Magnetosfera inducida

Venus no tiene campo magnético [31] [32] . La razón de su ausencia no está clara, pero probablemente esté relacionada con la lenta rotación del planeta o la falta de convección en el manto . Venus tiene solo una magnetosfera inducida formada por partículas de viento solar ionizadas [31] . Este proceso se puede representar como líneas de fuerza que fluyen alrededor de un obstáculo, en este caso, Venus. La magnetosfera inducida de Venus tiene una onda de choque, una magnetovaina, una magnetopausa y una cola magnetosférica con una lámina de corriente [31] [32] .

En el punto subsolar, la onda de choque está a una altitud de 1900 km (0,3 R v , donde R v  es el radio de Venus). Esta distancia se midió en 2007 cerca del mínimo de actividad solar [32] . Cerca de su máximo, esta altura puede ser varias veces menor [31] . La magnetopausa se encuentra a una altitud de 300 km [32] . El límite superior de la ionosfera ( ionopausa ) se encuentra cerca de los 250 km. Entre la magnetopausa y la ionopausa hay una barrera magnética, un fortalecimiento local del campo magnético, que no permite que el plasma solar penetre profundamente en la atmósfera de Venus, al menos cerca del mínimo de actividad solar . El valor del campo magnético en la barrera alcanza los 40 nT [32] . La cola de la magnetosfera se extiende por una distancia de hasta diez radios del planeta. Esta es la parte más activa de la magnetosfera de Venus: aquí tiene lugar la reconexión de las líneas de campo y la aceleración de las partículas. La energía de los electrones y los iones en la cola magnética es de aproximadamente 100 eV y 1000 eV, respectivamente [36] .

Debido a la ausencia del propio campo magnético de Venus, el viento solar penetra profundamente en su exosfera, lo que posteriormente conduce a pérdidas significativas de agua de la atmósfera [37] . Las pérdidas ocurren principalmente a través de la cola magnética. Actualmente, los principales tipos de iones que salen de la atmósfera son O + , H + y He + . La proporción de iones de hidrógeno a oxígeno es de aproximadamente 2 (es decir, casi estequiométrica ), es decir, indica una pérdida continua de agua [36] .

Nubes

Las nubes de Venus son bastante densas y consisten en dióxido de azufre y gotitas de ácido sulfúrico [38] . Reflejan alrededor del 75% de la luz solar incidente [39] y ocultan la superficie del planeta, impidiendo su observación [1] . Debido a la alta reflectividad de las nubes, una sonda alimentada por energía solar también podría utilizar la luz reflejada por ellas y así recibir iluminación desde todas las direcciones. Esto puede simplificar enormemente el diseño y el uso de las células solares [40] .

El espesor de la capa de nubes es tal que solo una parte insignificante de la luz solar llega a la superficie, y mientras el Sol está en su cenit, el nivel de iluminación es de solo 1000-3000 lux [41] . A modo de comparación, en la Tierra en un día nublado, la iluminación es de 1000 lux, y en un día claro y soleado a la sombra: 10-25 mil lux [42] . Por lo tanto, en la superficie de Venus, las sondas difícilmente pueden aprovechar la energía solar. La humedad en la superficie es inferior al 0,1 % [43] . Debido a la alta densidad y reflectividad de las nubes, la cantidad total de energía solar que recibe el planeta es menor que la de la Tierra.

El ácido sulfúrico se forma en la atmósfera superior a través de la acción fotoquímica del Sol sobre el dióxido de carbono , el dióxido de azufre y el vapor de agua. Los fotones de luz ultravioleta con una longitud de onda inferior a 169 nm pueden fotodisociar el dióxido de carbono en monóxido de carbono y oxígeno atómico. El oxígeno atómico es altamente reactivo y cuando reacciona con el dióxido de azufre, un microcomponente de la atmósfera de Venus, se forma dióxido de azufre , que a su vez puede combinarse con el vapor de agua, otro microcomponente de la atmósfera. Estas reacciones producen ácido sulfúrico :

La lluvia ácida de Venus nunca llega a la superficie del planeta, sino que se evapora por el calor, formando un fenómeno conocido como virga [44] . Se supone que el azufre ingresó a la atmósfera como resultado de la actividad volcánica , y la alta temperatura impidió que el azufre se uniera a compuestos sólidos en la superficie, como sucedió en la Tierra [21] .

Las nubes de Venus son capaces de crear relámpagos de la misma manera que las nubes de la Tierra [45] . Destellos en el rango óptico , presumiblemente relámpagos, fueron registrados por las estaciones Venera-9 y -10 y las sondas de globo Vega-1 y -2 ; El Pioneer-Venus AIS y los módulos de aterrizaje Venera-11 y -12 detectaron amplificaciones anómalas del campo electromagnético y los pulsos de radio, también posiblemente causados ​​por rayos, [ 25] :176, 219 . Y en 2006, el aparato Venera Express descubrió helicones en la atmósfera de Venus , interpretados como el resultado de un rayo. La irregularidad de sus ráfagas se asemeja a la naturaleza de la actividad meteorológica. La intensidad de los rayos es al menos la mitad de la de la tierra [45] . El relámpago de Venus es notable porque, a diferencia de los relámpagos de Júpiter, Saturno y (en la mayoría de los casos) la Tierra, no están asociados con nubes de agua. Surgen en nubes de ácido sulfúrico [46] .

En 2009, un astrónomo aficionado notó un punto brillante en la atmósfera, que posteriormente fue fotografiado por la nave espacial Venera Express . Se desconocen los motivos de su aparición; tal vez estén asociados con la actividad de los volcanes [47] .

Presencia de vida

Debido a las duras condiciones en la superficie del planeta, la existencia de vida en Venus parece poco probable. Pero en la Tierra hay organismos que viven en condiciones extremas ( extremófilos ), lo que indica la posibilidad de que dichos organismos vivan en el segundo planeta del sistema solar . Los termófilos e hipertermófilos prosperan a temperaturas cercanas al punto de ebullición del agua, los acidófilos viven a niveles de pH de 3 o menos, los poliextremófilos pueden soportar una variedad de condiciones adversas. Además de ellos, muchos otros tipos de extremófilos están presentes en la Tierra [48] .

Sin embargo, la vida puede existir en lugares con condiciones menos extremas que en la superficie, como en las nubes. Existe una suposición sobre la presencia de formas de vida allí, similares a las bacterias que se encuentran en las nubes de la Tierra [49] . Los microbios en una atmósfera densa y nublada pueden protegerse de la radiación solar mediante compuestos de azufre en el aire [48] .

Como resultado del análisis de los datos obtenidos por las sondas Venera, Pioneer-Venus y Magellan , sulfuro de hidrógeno (H 2 S) y dióxido de azufre (SO 2 ), así como sulfuro de carbonilo (O=C=S). Los primeros dos gases reaccionan entre sí, lo que significa que debe haber una fuente constante de estos gases. Además, el sulfuro de carbonilo es notable porque es difícil reproducirlo solo de forma inorgánica. Se produce gracias a catalizadores eficientes que requieren grandes volúmenes de sustancias de diferente composición química. En la Tierra, tales catalizadores son microorganismos [50] . Además, el hecho de que el módulo de aterrizaje Venera-12 detectó la presencia de cloro a altitudes de 45-60 km [25] : 80 a menudo se pasa por alto , mientras que las sondas de globo Vega-1 y -2 lo confirmaron [25] : 219 [ 51][ aclarar ] . Se ha sugerido que los microorganismos a este nivel pueden absorber la luz ultravioleta del Sol, utilizándola como fuente de energía. Esto podría explicar las manchas oscuras que se ven en las imágenes ultravioleta del planeta [52] . También se encontraron grandes partículas no esféricas en las nubes de Venus. Su composición aún se desconoce [48] .

Evolución

Los datos sobre la estructura de las nubes y la geología de la superficie , combinados con el hallazgo teórico de que la luminosidad del Sol ha aumentado un 25% durante los últimos 3.800 millones de años [53] , indican que hace 4.000 millones de años, la atmósfera de Venus era más parecida a la de la Tierra que a la de la Tierra. superficie del planeta era agua líquida. El imparable efecto invernadero puede haber sido causado por la evaporación de las aguas superficiales y el consiguiente aumento de los gases de efecto invernadero . Por lo tanto, la atmósfera de Venus es objeto de gran atención por parte de los científicos que se ocupan de los problemas del cambio climático en la Tierra [13] .

No hay detalles en la superficie de Venus que indiquen la presencia de agua allí en el pasado. Pero la edad de la superficie moderna del planeta no supera los 600-700 millones de años, y no dice nada sobre tiempos más antiguos. Además, no hay razón para creer que Venus no se vio afectado por los procesos que suministraron agua a la Tierra (el agua podría contener el material que formó los planetas y (o) traer cometas ). Una estimación común es que el agua podría existir en la superficie durante unos 600 millones de años antes de la evaporación, pero algunos científicos, como el astrobiólogo David Grinspoon, creen que este tiempo podría durar hasta 2 mil millones de años [54] .

Observaciones y medidas desde la Tierra

El 6 de junio de 1761, durante el paso de Venus por el disco del Sol, el científico ruso Mikhail Lomonosov llamó la atención sobre el hecho de que cuando Venus entraba en contacto con el disco del Sol, aparecía un “brillo tan fino como un cabello”. alrededor del planeta. Durante el descenso de Venus desde el disco solar, se observó un halo de luz, un "grano", alrededor de la parte del planeta fuera del Sol. MV Lomonosov dio una explicación científica correcta para este fenómeno, considerando que es el resultado de la refracción de los rayos solares en la atmósfera de Venus [55] [56] .

En 1940, Rupert Wildt calculó que la cantidad de CO 2 en la atmósfera de Venus es suficiente para elevar la temperatura de la superficie por encima del punto de ebullición del agua [57] . Esta suposición fue confirmada por la sonda Mariner 2 , que realizó mediciones radiométricas de temperatura en 1962. Y en 1967, el dispositivo soviético " Venus-4 " confirmó que la atmósfera se compone principalmente de dióxido de carbono [57] .

La atmósfera superior de Venus se puede explorar desde la Tierra en las raras ocasiones en que el planeta pasa a través del disco del Sol. El último evento de este tipo tuvo lugar en 2012. Usando espectroscopía cuantitativa , los científicos pudieron analizar la luz solar que pasaba a través de la atmósfera del planeta para detectar sustancias químicas contenidas en ella. Este método también se aplica a los exoplanetas ; dio los primeros resultados en 2001 [58] . El pasaje de 2004 permitió a los astrónomos recopilar una gran cantidad de datos útiles no solo para determinar la composición de la atmósfera superior de Venus, sino también para mejorar los métodos utilizados en la búsqueda de exoplanetas. La atmósfera, compuesta principalmente de dióxido de carbono, absorbe la radiación infrarroja cercana , haciéndola visible por este método. Durante el paso de 2004, las mediciones de la absorción de la radiación solar mostraron las propiedades de los gases a esta altitud. El desplazamiento Doppler de las líneas espectrales permitió medir las características de los vientos [59] .

El tránsito de Venus a través del disco del Sol es un evento extremadamente raro. La última vez fue en 2012, antes de eso, en 2004 y 1882, y la próxima vez será solo en 2117 [59] .

Más investigaciones

De 2006 a 2014, el orbitador Venera-Express exploró el planeta utilizando espectroscopía infrarroja en la región espectral de 1–5 µm [5] . En mayo de 2010, se lanzó la sonda Akatsuki de la Agencia Aeroespacial Japonesa , destinada a estudiar el planeta durante dos años, incluido el estudio de la estructura y la actividad de la atmósfera. La maniobra para entrar en órbita alrededor de Venus a la hora señalada (diciembre de 2010) terminó en fracaso, pero esto se hizo después de 5 años.

Propuesta como parte del programa New Frontiers , se espera que la sonda Venus In-Situ Explorer explore Venus utilizando un orbitador, un globo y un módulo de aterrizaje. Los datos recopilados por la sonda pueden brindar información sobre los procesos en el planeta que llevaron al cambio climático, así como preparar la próxima misión para traer una muestra del planeta [60] .

Otra misión, "Venus Mobile Explorer", fue propuesta por el Grupo de Análisis de Exploración de Venus (VEXAG) para estudiar la composición, así como realizar análisis de isótopos de la superficie y la atmósfera. La fecha de lanzamiento aún no ha sido determinada [61] .

Como parte del Programa Espacial Federal, Rusia planea lanzar la nave espacial Venera-D a Venus en 2029 o 2031 [62] , cuyas tareas también incluirán el estudio de la atmósfera. En particular, se prevé realizar estudios que determinen:

• perfiles de temperatura, presión, flujos de calor, velocidad del viento;
• estructura, composición y parámetros microfísicos de las nubes;
• la composición química de la atmósfera, incluidos los gases inertes , así como la composición isotópica;
• estructura de la ionosfera, exosfera, magnetosfera;
• tasa de pérdida de componentes atmosféricos [63] .

Cuando se descubrió que las condiciones en la superficie de Venus eran muy desfavorables, los científicos dirigieron su atención a otros objetivos como Marte . Sin embargo, se han enviado muchas misiones a Venus, y algunas de ellas se han dirigido a la atmósfera superior poco estudiada. Como parte del programa Vega soviético , en 1985 se lanzaron dos sondas de globo, que flotaron en la atmósfera de Venus durante 46 horas y 30 minutos, y los instrumentos científicos instalados en ellos transmitieron la información recopilada a la Tierra. Fueron alimentados por baterías y dejaron de funcionar cuando se agotaron las baterías [64] . Desde entonces, no se ha llevado a cabo el estudio de la atmósfera superior. En 2002, el contratista de la NASA  Global Aerospace propuso un globo aerostático que podría permanecer en la atmósfera superior durante cientos de días terrestres [65] .

En lugar de un globo aerostático, Jeffrey A. Landis [20] propuso un avión alimentado por energía solar y esta idea ha aparecido esporádicamente en la literatura desde principios de la década de 2000. Venus tiene un alto albedo y refleja la mayor parte de la luz solar, lo que hace que la iluminación de la superficie sea baja. Pero a una altitud de 60 km, la intensidad de la luz reflejada por las nubes (que viene de abajo) es solo un 10% menor que la intensidad de la luz que viene directamente del Sol. Por lo tanto, los paneles solares en la parte superior e inferior del vehículo podrían usarse con casi la misma eficiencia [40] . Esta circunstancia, así como la inagotabilidad de la energía solar, una gravedad ligeramente inferior , la alta presión del aire y la lenta rotación del planeta hacen que esta capa de la atmósfera sea adecuada para colocar un aparato de investigación. El avión propuesto funcionaría mejor a una altitud en la que la luz del sol, la presión del aire y la velocidad del viento le permitieran permanecer en el aire en todo momento, a veces descendiendo ligeramente durante períodos del orden de varias horas. Dado que el ácido sulfúrico en las nubes a esta altura no es una amenaza para un vehículo protegido, este llamado "avión solar" podría medir entre 45 y 60 kilómetros indefinidamente hasta que problemas imprevistos lo dejaran fuera de servicio. Landis también propuso explorar la superficie del planeta con rovers similares a Spirit y Opportunity , pero con la diferencia de que los rovers de Venus estarían controlados por computadoras ubicadas en el vehículo en la atmósfera [66] .

Véase también

• Atmósfera de Mercurio
• atmósfera terrestre
• Atmósfera de la Luna
• Atmósfera de Marte
• Atmósfera de Júpiter
• Atmósfera de Titán

Notas

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Enlaces

• Resultados de la misión principal de la sonda Venera Express en ruso
• Características de la atmósfera de Venus: resultados de la primera etapa de la misión Venus Express
• A. Kukarin, I. Nesterenko, Yu. Petrunin, V. Shiltsev, el descubrimiento de Lomonosov de la atmósfera de Venus: reconstrucción experimental del evento durante el paso de Venus a través del disco solar en 2012 utilizando refractores antiguos

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