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금성의 대기

Atmosphere of Venus
금성의 대기
Venus
금성 대기의 구름 구조
자외선 관찰로 드러난
일반정보[1]
높이250 km (160 mi)
평균 표면 압력93바 (1,350psi)
덩어리4.8 x 10 kg20
구도[1][2]
이산화탄소96.5 %
질소3.5 %
이산화황150ppm
아르곤70ppm
수증기20ppm
일산화탄소17ppm
헬륨12ppm
네온7ppm
염화수소0.1~0.6ppm
불화수소0.001–0.005 ppm

금성의 대기는 주로 초임계 이산화탄소이고 지구의 대기보다 훨씬 더 밀도가 높고 뜨겁습니다.표면의 온도는 740 K (467 °C, 872 °F)이고 압력은 93 bar (1,350 psi)로 지구의 물속에서 대략 900 m (3,000 피트)에서 발견됩니다.금성 대기는 불투명한 황산 구름을 지지하여 광학적인 지구 기반 및 표면의 궤도 관측을 불가능하게 만듭니다.지형에 대한 정보는 레이더 영상을 통해 독점적으로 얻어졌습니다.이산화탄소 외에 또 다른 주성분은 질소입니다.다른 화학적 화합물들은 미량으로만 존재합니다.[1]

표면의 층을 제외하고는, 대기는 왕성한 순환 상태에 있습니다.[3]대류권 상층부는 대기가 지구의 측면 실제일인 243일보다 훨씬 빠른 4일 만에 지구 주위를 도는 초회전 현상을 보이고 있습니다.초회전을 지원하는 바람은 100 m/s(≈ 360 km/h 또는 220 mph) 이상의 속도로 분다.지구에서 가장 빠른 바람은 10%에서 20%의 회전 속도에 불과한 반면, 바람은 행성의 자전 속도의 60배까지 이동합니다.[4]반면, 지표면에서 바람이 2.8m/s(10km/h 또는 6.2mph)의 속도에 간신히 도달하는 등 지표면에서의 고도가 낮아지면서 풍속은 점점 더 느려집니다.[5]극 근처에는 극 소용돌이라고 불리는 반싸이클론 구조물이 있습니다.각각의 소용돌이는 두 개의 눈을 가지고 있으며, 특징적인 S자 모양의 구름 패턴을 보여줍니다.[6]위에는 대류권과 열권을 구분하는 중간층이 있습니다.[3][2]열권은 또한 강한 순환을 특징으로 하지만 그 성질이 매우 다릅니다. 태양빛 반구에서 햇빛에 의해 가열되고 부분적으로 이온화된 가스는 암흑 반구로 이동하여 재결합하고 잘 내려갑니다.[2]

지구와 달리 금성에는 자기장이 없습니다.그것의 전리층은 대기와 우주 그리고 태양풍을 분리시킵니다.이 이온화된 층은 태양 자기장을 배제하여 금성에 뚜렷한 자기 환경을 제공합니다.이것은 금성의 유도 자기권으로 여겨집니다.수증기를 포함한 가벼운 가스는 태양풍에 의해 유도된 자기 꼬리를 통해 지속적으로 날아갑니다.[3]약 40억 년 전 금성의 대기는 표면에 액체 상태의 물이 있는 지구의 대기와 비슷했을 것이라고 추측됩니다.지표수의 증발과 그에 따른 다른 온실가스의 수준 상승으로 인해 온실효과가 급증했을 수 있습니다.[7][8]

표면의 혹독한 조건에도 불구하고, 그 행성 표면의 약 50km에서 65km까지의 대기압과 온도는 지구와 거의 같아서, 그 행성의 상층 대기는 화성 표면보다 훨씬 더 태양계에서 가장 지구와 같은 지역이 됩니다.압력과 온도의 유사성, 그리고 헬륨이 지구의 상승기체인 것과 같은 방식으로 금성의 상승기체(산소 21%, 질소 78%)라는 사실 때문에, 상층 대기는 탐사와 식민지화를 위한 장소로 제안되어 왔습니다.[9]

역사

Christian Huygens는 금성에 대기가 존재한다는 가설을 처음으로 세웠습니다.1698년에 출판된 코스모테오로스 2권에서 그는 다음과 같이 말합니다.[10]

나는 종종 내가 지구에서 가장 가까운 곳에서 금성을 보았을 때, 그녀가 방금 45피트 또는 60피트 길이의 망원경을 통해 혼스와 같은 것을 가지기 시작한 반달과 닮았을 때, 그녀는 항상 나에게 똑같이 명료하게 나타났고, 나는 목성과 화성에서 한 점만큼 그녀의 모습을 관찰했다고 말할 수 없습니다.우리에게, 그들은 매우 분명하게 인식됩니다.만약 금성에 바다와 땅 같은 것이 있다면, 전자는 반드시 다른 것보다 훨씬 더 불분명한 것을 보여주어야 하기 때문에, 누구나 만족할 수 있듯이, 매우 높은 산에서 우리의 지구를 내려다보는 의지[110]가 있어야 합니다.나는 어쩌면 너무 활기찬 금성의 빛이 이 동등한 모습의 계기일지도 모른다고 생각했습니다. 그러나 내가 목적상 연기가 나는 안경을 사용했을 때, 그것은 여전히 똑같았습니다.그렇다면 금성에는 바다가 없어야 할까요, 아니면 그곳의 물이 우리보다 빛을 더 많이 반사할까요, 아니면 그들의 땅이 더 적을까요?아니면 (내 생각에는 가장 가능성이 높은) 금성을 둘러싼 대기에서 반사되는 빛이 화성이나 목성보다 두껍고 견고하여 지구 자체의 어떤 것을 보는 것을 방해하고 동시에 태양으로부터 받은 광선을 다시 보낼 수 있는 전부는 아닌 것 같습니다.

금성의 대기에 대한 결정적인 증거는 러시아 상트페테르부르크에 있는 그의 집 근처의 작은 천문대에서 1761년 금성의 통과를 관측한 미하일 로모노소프에 의해 제공되었습니다.[11]

구조 및 구성

구성.

금성의 대기 구성.오른쪽 차트는 모두가 10분의 1도 되지 않는 추적 요소를 확대하여 표시한 것입니다.

금성의 대기는 96.5%의 이산화탄소, 3.5%의 질소, 그리고 다른 가스들의 흔적들, 특히 이산화황으로 이루어져 있습니다.[12]대기 중 질소의 양은 이산화탄소의 양에 비해 상대적으로 적지만, 대기가 지구보다 훨씬 두껍기 때문에 지구의 질소가 약 78%를 차지함에도 불구하고 총 질소 함량은 지구의 약 4배에 달합니다.[1][13]

대기 중에는 염화수소(HCl)와 불화수소(HF)와 같은 수소를 기반으로 하는 화합물을 포함하여 소량 포함되어 있습니다.일산화탄소, 수증기, 원자 산소도 있습니다.[2][3]금성 대기에서는 수소가 상대적으로 부족합니다.행성의 수소 중 많은 양이 우주로 사라진 것으로 추정되며,[14] 나머지는 대부분 수증기와 황산(HSO24)으로 묶여 있습니다.상당한 양의 수소 손실은 금성 대기에서 측정된 매우 높은 D-H 비율로 입증됩니다.[3]이 비율은 약 0.015–0.025이며, 이는 지구상의 값인 1.6×10보다−4 100–150배 높습니다.[2][15]일부 측정에 따르면 금성의 D/H 비율이 벌크 대기보다 1.5 더 높습니다.[2]

대기 조성
The atmosphere of Earth is represented as a series of coloured spikes. The green of water dominates, while the red of carbon dioxide clusters near the left side.
지구 대기에 해당하는 단순 가스 혼합물의 흡수 스펙트럼
The atmosphere of Venus is represented on the same graph. Here the red of carbon dioxide is almost overwhelming, but the green of water and the purple of carbon monoxide are present.
웹 시스템 [17]상에서 HITRAN을 이용하여 생성된 HITRAN 데이터를[16] 기반으로 한 금성의 대기 구성
녹색(수증기, 빨간색, 이산화탄소, WN), 파수(다른 색상은 다른 의미, 오른쪽은 파장이 짧고 왼쪽은 길다).

포스핀

2020년에는 금성 대기에 포스핀(PH3)이 미량 존재할 수 있는지에 대한 논의가 있었습니다.포스핀은 생명체의 존재를 나타내는 잠재적인 바이오마커이기 때문에 이것은 주목할만한 것입니다.이는 2020년 9월에 이 종이 미량으로 발견되었다는 발표로 촉발되었습니다.금성에 존재하는 알려진 어떤 생물학적 공급원도 감지된 양의 포스핀을 생산할 수 없습니다.[18][19]검토 결과, 포스핀의 스펙트럼 특징을 포함한 다수의 가짜 분광선을 초래하는 보간 오류가 발견되었습니다.고정된 알고리즘으로 데이터를 다시 분석해도 포스핀이[20][21] 검출되지 않거나 1ppb의 훨씬 낮은 농도로 검출됩니다.[22]

이 발표는 Pioneer Venus 데이터의 재분석을 촉진하여 염소의 일부와 모든 황화수소 스펙트럼 특징이 대신 포스핀과 관련된 것으로 생각되는 염소 농도보다 낮고 황화수소의 불검출을 의미합니다.[23]2015년 NASA 적외선 망원경 시설에서 보관된 적외선 분광 측정을 재분석한 결과 금성 대기에서 포스핀이 발견되지 않았으며, 9월에 보고된 분광학적 값의 4분의 1인 5ppb로 포스핀 농도의 상한을 두었습니다.[24]

2022년 금성의 고도 75–110 km에서 농도 상한이 0.8 ppb인 포스핀 검출은 발표되지 않았습니다.[25]

암모니아

금성 대기의 암모니아는 금성 환경에서 센서의 거동이 좋지 않고 강하게 산화하는 금성의 대기에서 화학적으로 불안정한 것으로 추정되는 암모니아 때문에 감지가 거절되었지만, 금성 대기의 두 개의 대기 탐사선인 Venera 8과 Pioneer Venus Multiprobe에 의해 잠정적으로 감지되었습니다.[26]

대류권

대기 조성 비교 – 금성, 화성, 지구 (과거와 현재)

대기는 고도에 따라 여러 구역으로 나뉩니다.대기의 가장 밀도가 높은 부분인 대류권은 표면에서 시작하여 65km까지 확장됩니다.표면 근처에서는 바람이 느리지만 [1]대류권의 꼭대기에서는 온도와 압력이 지구와 비슷한 수준에 도달하고 구름은 초속 100미터까지 속도를 냅니다.[3][27]

1761년 미하일 로모노소프가 금성의 대기 발견에 관한 작업에서 그린 그림

금성 표면의 대기압은 지구의 약 92배인데, 이는 바다 표면 아래 900미터에서 발견되는 압력과 비슷합니다.이 대기의 질량은 4.8×1020 kg으로 지구 전체 대기의 약 93배에 이릅니다.[28]표면의 공기 밀도는 65 kg/m로3 지구의 액체 물의 6.5%입니다.[28][29]금성의 표면에서 발견되는 압력은 충분히 높아서 이산화탄소는 엄밀히 말하면 더 이상 가스가 아니라 초임계 유체입니다.이 초임계 이산화탄소는 금성 표면 전체를 덮고 [29]있는 물의 밀도가 6.5%인 일종의 바다를 형성합니다.이 초임계 이산화탄소 바다는 열을 매우 효율적으로 전달하여 밤과 낮 사이의 온도 변화(지상 56일 지속)를 완충합니다.[30]특히 금성의 과거 대기압이 더 높아지면 금성의 풍경을 형성하는 초임계 이산화탄소 층이 훨씬 더 유동적으로 형성되었을 수도 있는데, 이 초임계 환경이 어떻게 행동하고 형성되는지는 전적으로 불분명합니다.[31]

대기 중의 많은 양의 CO는2 수증기와 이산화황과 함께 강력한 온실 효과를 만들어 태양 에너지를 가두어 놓고 표면 온도를 태양계의 다른 어떤 행성보다 뜨거운 [13]약 740 K (467 °C)로 올립니다.태양으로부터 멀리 위치하고 태양 에너지의 25%만을 받는 수성의 그것([citation needed]단위면적당)이 받는 수성의 그것.표면의 평균 온도는 납(600K, 327°C), 주석(505K, 232°C) 및 아연(693K, 420°C)의 녹는점 이상입니다.두꺼운 대류권은 낮과 밤 사이의 온도 차이를 작게 만들기도 하지만, 비록 행성의 느린 역행 회전이 단 하루의 태양일이 116.5 지구일 동안 지속되도록 합니다.금성의 표면은 구름 뒤에서 태양이 다시 떠오르기 전까지 58.3일을 어둠 속에서 보냅니다.[1]

분위기[32]
높이
(km)		 온도.
(°C)		 기압
(atm)
000 0462 92.10
005 0424 66.65
010 0385 47.39
015 0348 33.04
020 0306 22.52
025 0264 14.93
030 0222 09.851
035 0180 05.917
040 0143 03.501
045 0110 01.979
050 0075 01.066
055 0027 00.531 4
060 0−10 00.235 7
065 0−30 00.097 65
070 0−43 00.036 90
080 0−76 00.004 760
090 −104 00.000 373 6
100 −112 00.000 026 60

금성의 대류권은 질량 기준으로 대기의 99%를 포함하고 있습니다.금성 대기의 90%는 지표면으로부터 28km 이내에 있고, 반면 지구 대기의 90%는 지표면으로부터 16km 이내에 있습니다.50km(31m) 높이에서 대기압은 지구 표면의 기압과 거의 같습니다.[33]금성의 밤 쪽에 있는 구름들은 여전히 지표면으로부터 80 km 위에서 발견될 수 있습니다.[34]

지구와 가장 유사한 대류권의 고도는 대류권과 중류권의 경계인 대류권 근처입니다.그것은 50km 보다 약간 위에 위치해있습니다.[27]마젤란과 비너스 익스프레스 탐사선의 측정에 따르면, 52.5에서 54 km까지의 고도는 293 K (20 °C)에서 310 K (37 °C) 사이의 온도이고, 지표면의 49.5 km 고도는 해수면에서 압력이 지구와 같아지는 곳입니다.[27][35]금성으로 보내진 승무원 배들은 온도의 차이를 어느 정도 보상할 수 있을 것이기 때문에, 표면으로부터 약 50km에서 54km 정도 위에 있는 것이 탐험이나 식민지의 근거지가 되는 가장 쉬운 고도일 것입니다.온도는 273 K (0 °C) ~ 323 K (50 °C)의 중요한 "액체수" 범위에 있고 기압은 지구의 거주 가능 지역과 같습니다.[9][36]이산화탄소가2 공기보다 더 무겁기 때문에, 식민지의 공기(질소와 산소)는 그 구조물을 유도선처럼 그 고도에 계속 떠 있게 할 수 있습니다.

순환

강한 적색의 금성 극소용돌의 합성 이미지 (붉은색 이미지는 뜨거운 높은 구름의 적외선 이미지이고 회색 이미지는 낮은 구름의 자외선 이미지)

금성 대류권의 순환은 소위 사이클로스트로피 흐름을 따릅니다.[3]풍속은 거의 순수하게 구역 흐름에서 압력 구배와 원심력의 균형에 의해 대략적으로 결정됩니다.반대로 지구 대기의 순환은 지질학적 균형에 의해 결정됩니다.[3]금성의 풍속은 상층 대류권(대류권)에서 60~70km 사이의 고도에서만 직접 측정할 수 있으며, 이는 상층 구름층에 해당합니다.[37]구름의 움직임은 대개 구름 사이의 대비가 가장 높은 스펙트럼의 자외선 영역에서 관측됩니다.[37]이 수준에서 선형 풍속은 위도 50°보다 낮은 경우 약 100 ± 10m/s입니다.그것들은 행성의 역행적인 회전 방향으로 불린다는 점에서 역행합니다.[37]바람은 위도가 높은 쪽으로 빠르게 감소하고, 결국 극지방에서는 0에 도달합니다.이렇게 강한 구름 위의 바람은 대기의 초회전으로 알려진 현상을 일으킵니다.[3]다시 말해서, 이러한 고속의 바람은 행성 자체가 자전하는 것보다 더 빨리 지구 전체를 돈다.[36]금성에서의 초회전은 미분적인데, 이것은 적도 대류권이 중위도의 대류권보다 초회전이 더 느리다는 것을 의미합니다.[37]바람도 수직 경사가 강합니다.그것들은 대류권 깊은 곳에서 km당 3 m/s의 속도로 감소합니다.[3]금성 표면 근처의 바람은 지구의 바람보다 훨씬 느립니다.그들은 실제로 단지 시간당 몇 킬로미터 (일반적으로 2 m/s 미만이고 평균 0.3에서 1.0 m/s로) 이동하지만, 표면의 높은 대기 밀도 때문에, 이것은 여전히 느리게 움직이는 물의 흐름처럼 표면을 가로질러 먼지와 작은 돌들을 운반하기에 충분합니다.[1][38]

금성의 대기 순환 중 경락(남북) 성분.자오선 순환은 지구의 낮과 밤 사이에 열을 전달하는 구역 순환보다 훨씬 낮습니다.

금성의 모든 바람은 결국 대류에 의해 움직이게 됩니다.[3]태양열 난방이 집중된 적도 지역에서는 뜨거운 공기가 불어와 극지방으로 흘러갑니다.대류권이 거의 행성 전체로 뒤집히는 현상을 해들리 순환이라고 합니다.[3]하지만, 자오선의 공기 운동은 지역풍에 비해 훨씬 느립니다.금성에서 행성 전체에 걸쳐 있는 해들리 셀의 극지방 한계는 ±60° 위도에 가깝습니다.[3]여기서 공기는 하강하기 시작하고 구름 아래 적도로 돌아갑니다.이러한 해석은 일산화탄소의 분포에 의해 뒷받침되며, 또한 위도 ±60° 부근에 집중됩니다.[3]해들리 세포의 극 방향으로 다른 순환 패턴이 관찰됩니다.위도 지역에는 60°~70°의 차가운 극지 칼라가 존재합니다.[3][6]이들의 특징은 가까운 위도의 대류권 상부보다 약 30~40 K 낮은 온도입니다.[6]온도가 낮아진 것은 공기가 상승하고 이로 인한 단열 냉각 때문일 것입니다.[6]이와 같은 해석은 칼라에 있는 구름의 밀도가 높고 높아지기 때문에 뒷받침됩니다.그 구름들은 극지방과 저위도보다 약 5km 높은 칼라의 70-72km 고도에 놓여있습니다.[3]차가운 칼라와 초속 140m의 바람이 부는 고속 중위도 제트기 사이에는 연결 고리가 존재할 수 있습니다.그러한 제트는 해들리형 순환의 자연적 결과이며 위도 55°에서 60° 사이의 금성에 존재해야 합니다.[37]

극소용돌이로 알려진 이상한 구조는 차가운 극소용돌이 안에 있습니다.[3]그들은 지구상의 유사체보다 4배나 큰 거대한 허리케인 같은 폭풍입니다.각각의 소용돌이에는 두 개의 "눈"이 있는데, 회전 중심은 서로 다른 S자 모양의 구름 구조로 연결되어 있습니다.이러한 이중 눈 구조는 극 쌍극자라고도 불립니다.[6]소용돌이는 대기의 일반적인 초회전 방향으로 약 3일의 주기로 회전합니다.[6]선형 풍속은 바깥쪽 가장자리 부근에서 35~50m/s이며 극지방에서는 0입니다.[6]각 극소용돌이의 구름 꼭대기의 온도는 근처의 극소용돌보다 훨씬 높아 250 K (-23 °C)에 이릅니다.[6]극소 소용돌이에 대한 일반적인 해석은 그것들이 중심부에 하강하고 차가운 극소 깃에 상승하는 반싸이클론이라는 것입니다.[6]이러한 종류의 순환은 지구의 겨울 극지방의 반싸이콘 소용돌이, 특히 남극에서 발견되는 소용돌이와 닮았습니다.다양한 적외선 대기 창에서 관측된 관측 결과 극 근처에서 관측된 반싸이클론 순환이 최대 50km 고도까지, 즉 구름의 밑부분까지 침투한다는 것을 알 수 있습니다.[6]극지방 상층 대류권과 중류권은 극도로 역동적입니다; 몇 시간 안에 커다란 밝은 구름들이 나타났다 사라졌습니다.2007년 1월 9일에서 13일 사이에 금성 익스프레스는 남극 지역이 30%[37] 더 밝아지는 현상을 관측했습니다.이 사건은 이산화황이 중간층으로 주입된 후 응축되면서 밝은 연무를 형성했기 때문일 것입니다.[37]소용돌이 속의 두 눈은 아직 설명되지 않았습니다.[39]

갈릴레오가 얻은 금성의 깊은 대기에 대한 거짓 근적외선(2.3 μm) 이미지, 붉은 영역은 대기 중에서 방사되는 뜨거운 표면의 특징입니다.흑점은 열적외선을 방출하는 매우 뜨거운 하층 대기에 대해 실루엣으로 보이는 구름입니다.

금성에서의 첫번째 소용돌이는 1978년 파이어니어 금성 탐사선에 의해 북극에서 발견되었습니다.[40]금성의 남극에서 두 번째로 큰 "두 개의 눈을 가진" 소용돌이의 발견은 2006년 여름에 Venus Express에 의해 이루어졌는데, 놀라운 일이 아니었습니다.[39]

아카츠키 궤도선으로부터의 이미지는 고도 45km에서 60km에 이르는 낮은 구름과 중간 구름 영역의 제트 기류 바람과 비슷한 것을 보여주었습니다.풍속은 적도 부근에서 최대가 되었습니다.2017년 9월 JAXA 과학자들은 이 현상을 "비너스 적도 제트"라고 이름 지었습니다.[41]

상층 대기와 전리층

금성의 중층권은 높이가 65km에서 120km에 이르고, 열권은 약 120km에서 시작하여 최종적으로 약 220~350km에서 대기의 상한(외층)에 도달합니다.[27]대기가 너무 희박해져서 공기 분자당 평균 충돌 횟수가 1회 미만이 될 때부터 외기권이 시작됩니다.

금성의 중층권은 두 개의 층으로 나뉠 수 있습니다: 62에서 73km[42] 사이의 낮은 층과 73에서 95km 사이의 높은 층.[27]첫 번째 층에서 온도는 230K(-43°C)에서 거의 일정합니다.이 층은 상부 구름 데크와 일치합니다.두 번째 층에서는 온도가 다시 낮아지기 시작하여 95km 고도에서 약 165K(-108°C)에 이르며, 여기서 메조페이스가 시작됩니다.[27]이것은 금성의 낮 동안 대기 중 가장 추운 부분입니다.[2]중층권과 열권의 경계 역할을 하며 95-120km 사이에 위치한 낮의 중간 정지 상태에서 온도는 열권에 널리 퍼져 있는 약 300-400K(27-127°C)의 일정한 값으로 증가합니다.[2]대조적으로, 금성의 밤 쪽 열권은 온도가 100 K (-173 °C) 정도로 낮은 금성에서 가장 추운 곳입니다.그것은 심지어 극저온층이라고 불립니다.[2]

금성의 중간층 상층부와 열권의 순환 패턴은 대기 하층부의 순환 패턴과 완전히 다릅니다.[2]고도 90 ~ 150 km에서 금성의 공기는 태양빛 반구 위에 솟아 있고 어두운 반구 위에 내려가며 행성의 낮쪽에서 밤쪽으로 이동합니다.밤 쪽의 아래쪽은 공기의 단열 가열을 야기하고, 90-120km 고도에서 밤 쪽 중층권에 따뜻한 층을 형성합니다.[3][2]이 층의 온도는 230K(-43°C)로 야간 열권에서 볼 수 있는 일반적인 온도인 100K(-173°C)보다 훨씬 높습니다.[2]낮 쪽에서 순환된 공기는 또한 산소 원자를 운반하는데, 이것은 재결합 후에 긴 수명의 단일항 상태( δ)에서 여기된 산소 분자를 형성하고, 그리고 나서 파장 1.27 μm에서 적외선을 방출합니다.고도 90-100 km에서 나오는 이 복사선은 지상과 우주선에서 종종 관측됩니다.[43]금성의 야간측 상부 중층권과 열권은 또한 야간측 열권의 낮은 온도의 원인이 되는 CO와2 산화 질소 분자의 비국소적 열역학적 평형 방출의 근원입니다.[43]

금성 특급 탐사선은 별의 가려움을 통해 대기 연무가 낮보다 밤 쪽에서 훨씬 더 길게 뻗어 있다는 것을 보여주었습니다.낮에는 구름 데크의 두께가 20km이고 약 65km까지 확장되는 반면, 밤에는 짙은 연무 형태의 구름 데크가 고도 90km까지 도달하여 중권으로 잘 들어가 105km까지 더 투명한 연무로 계속됩니다.[34]2011년, 이 우주선은 금성의 고도가 100 킬로미터인 곳에 얇은 오존층이 있다는 것을 발견했습니다.[44]

금성은 120-300 km 고도에 위치한 확장된 전리층을 가지고 있습니다.[27]전리층은 열권과 거의 일치합니다.높은 수준의 이온화는 지구의 낮 동안에만 유지됩니다.밤사이에는 전자의 농도가 거의 0에 가깝습니다.[27]금성의 전리층은 세 개의 층으로 구성되어 있습니다: v1은 120에서 130km 사이, v2는 140에서 160km 사이, v3는 200에서 250km 사이입니다.[27]180km 부근에 추가 층이 있을 수 있습니다.3×1011 m의−3 최대 전자 부피 밀도(부피 단위의 전자 수)는 부태양점 근처의 v2 층에서 도달합니다.[27]전리층의 위쪽 경계(이온권 정지)는 고도 220~375km에 위치하며 행성 기원의 플라즈마와 유도 자기권의 플라즈마를 분리합니다.[45][46]v1과 v2 층의 주요 이온 종은 O2+ 이온인 반면 v3 층은 O 이온으로+ 이루어져 있습니다.[27]이온권 플라즈마는 운동 중인 것으로 관측됩니다. 낮에는 태양 광이온화, 밤에는 이온 재결합이 주로 플라즈마를 관측된 속도로 가속시키는 과정입니다.플라즈마 흐름은 관측된 이온 밀도의 중간 수준 또는 근처에서 야간 측 전리층을 유지하기에 충분합니다.[47]

유도 자기권

금성은 태양풍과 상호작용을 합니다.유도 자기권의 구성 요소가 표시됩니다.

금성에는 자기장이 없는 것으로 알려져 있습니다.[45][46]그 부재의 이유는 전혀 명확하지 않지만, 금성 맨틀의 대류 강도 감소와 관련이 있을 수 있습니다.금성은 태양풍에 의해 전달되는 태양의 자기장에 의해 형성된 유도 자기권만 가지고 있습니다.[45]이 과정은 장애물을 둘러싸는 장선으로 이해할 수 있습니다. 이 경우에는 금성입니다.금성의 유도된 자기권은 활 충격, 자기열, 자기정지, 자기 꼬리를 가지고 있습니다.[45][46]

태양 아래 지점에서 활 충격은 금성 표면에서 1900 km (0.3 Rv, 여기서 R은v 금성의 반지름) 위에 있습니다.이 거리는 2007년 태양 활동 최저점 근처에서 측정되었습니다.[46]태양 활동의 최대치에 근접하면 행성으로부터 몇 배나 더 멀리 떨어져 있을 수 있습니다.[45]자기 정지는 고도 300km에 위치해 있습니다.[46]전리층의 위쪽 경계는 250km 가까이 됩니다.자기 정지와 이온 정지 사이에는 자기장의 국소적인 강화인 자기 장벽이 존재하는데, 이것은 태양 플라즈마가 금성 대기에 더 깊이 침투하는 것을 막습니다. 적어도 태양 활동의 최소값에 가깝습니다.장벽의 자기장은 40 nT에 이릅니다.[46]자기 꼬리는 행성으로부터 10 반경까지 이어집니다.금성의 자기권에서 가장 활동적인 부분입니다.꼬리 부분에는 재연결 이벤트와 입자 가속이 있습니다.자기 꼬리에 있는 전자와 이온의 에너지는 각각 100 eV와 1000 eV 정도입니다.[48]

금성에 고유 자기장이 없기 때문에 태양풍은 행성 외권에 비교적 깊이 침투하여 상당한 대기 손실을 일으킵니다.[49]손실은 주로 자기 꼬리를 통해 발생합니다.현재 소실되고 있는 주요 이온 종류는 O+, H+, He+ 입니다.수소와 산소 손실의 비율은 약 2(즉, 물의 경우 거의 화학양론적)로, 물의 지속적인 손실을 나타냅니다.[48]

구름

35~50km 고도에서 각기 다른 색깔의 구름층을 보여주는 금성의 밤 쪽 적외선 이미지.빨간색 구름이 가장 높고 녹색과 파란색이 아래에 있습니다.이산화탄소와 일산화탄소 지역은 적외선 신호를 흡수하고 있습니다.

금성 구름은 두껍고 주로 황산 방울로 구성되어 있습니다(75~96%).[50]이 구름들은 광학 영상으로부터 금성의 표면을 가리고, 그것들에 떨어지는 햇빛의 약 75%[51]를 반사합니다.[1]일반적인 반사율의 척도인 기하학적 알베도는 태양계의 어떤 행성보다도 높습니다.이러한 높은 반사율은 태양 전지를 우주선 어디에나 장착할 수 있도록 충분한 태양 에너지를 클라우드 탑에서 탐색하는 모든 탐사선을 가능하게 합니다.[52]구름의 밀도는 가장 밀도가 높은 층이 약 48.5 km로 매우 다양하며, 지구상의 적란운의 낮은 범위와 비슷한 0.1 g/m에3 이릅니다.[53]

구름 덮개는 금성이 받는 태양 빛의 60% 이상을 반사하여 표면에 14,000 럭스의 전형적인 빛 수준을 남깁니다. 이는 "구름이 잔뜩 낀 낮" 지구에 버금가는 것입니다.[54]이에 준하는 가시거리는 약 3km이지만 바람의 상태에 따라 달라질 것으로 보입니다.태양 에너지는 거의 혹은 전혀 표면 탐사선에 있는 태양 전지판에 의해 수집될 수 없었습니다.사실, 두껍고 반사율이 높은 구름 덮개 때문에, 태양과 근접했음에도 불구하고 행성 표면이 받는 총 태양 에너지는 지구의 에너지보다 적습니다.

1990년 금성 근접 비행 중에 목성으로 향하던 무인 갈릴레오 우주 탐사선이 찍은 사진.더 작은 크기의 구름 특징이 강조되었고, 보라색 필터를 통해 찍은 것을 보여주기 위해 푸르스름한 색상이 적용되었습니다.

황산은 이산화탄소, 이산화황, 수증기에 대한 태양의 광화학 작용에 의해 대기 상층부에서 생성됩니다.[55]169nm 이하 파장의 자외선 광자는 이산화탄소를 일산화탄소와 단원자 산소로 광분해시킬 수 있습니다.단원자 산소는 금성 대기의 미량 성분인 이산화황과 반응하면 삼산화황이 되는데, 삼산화황은 금성 대기의 미량 성분인 수증기와 결합하여 황산을 생성할 수 있습니다.[56]

CO → CO + O
SO + O → SO
2SO + 4HO → 2HSO · HO

표면 수준 습도가 0.1%[57] 미만입니다.금성의 황산비는 결코 땅에 도달하지 않지만, 처녀자리라고 알려진 현상으로 표면에 도달하기 전에 열에 의해 증발됩니다.[58]초기 화산 활동으로 대기에 유황이 방출됐고 높은 온도로 인해 유황이 지구에서처럼 표면의 고체 화합물에 갇히는 것을 막았다는 이론입니다.[59]황산 이외에도 구름 방울은 광범위한 황산염을 포함할 수 있으며 이산화황 측정을 설명하는 시나리오 중 하나에서 방울의 pH를 1.0으로 높일 수 있습니다.[60]

아침 적외선과 자외선으로 금성의 남극 소용돌이를 둘러싼 구름 전면의 근접도

2009년, 한 아마추어 천문학자가 대기 중에 눈에 띄는 밝은 점을 발견했고 비너스 익스프레스가 사진을 찍었습니다.그것의 원인은 현재 알려지지 않았으며, 가능한 설명으로 지표 화산화가 진행되었습니다.[61]

번개

금성의 구름은 번개를 만들어낼 수 있을지 모르지만,[62] 화산 번개와 스프라이트 또한 논의 중인 가운데, 논쟁은 계속되고 있습니다.[63][64]소련의 베네라 9호와 10호의 궤도선은 번개의 모호한 광학적, 전자기적 증거를 얻었습니다.[65][66]베네라 11호, 12호, 13호, 14호 착륙선에서 번개를 관측하려는 시도가 있었지만 번개 활동은 기록되지 않았지만 하강 [67]중에 매우 낮은 주파수(VLF)의 파동이 감지되었습니다.[68]2007년 유럽 우주국의 비너스 익스프레스는 번개에 의한 것으로 추정되는 휘슬러 파동을 탐지했습니다.[69][70]그들의 간헐적인 모습은 날씨 활동과 관련된 패턴을 나타냅니다.휘슬러 관측 결과에 따르면 번개율은 지구의[62] 최소 절반이며 비슷할 수도 있지만,[68] 이것은 매우 낮은 번개율을 나타내는 JAXA 아카츠키 우주선의 데이터와 호환되지 않습니다.[71]

PVO(Pioneer Venus Orbiter)는 번개를 감지하기 위해 특별히 전기장 감지기를 갖추고 있었습니다.가시 분광계를 가진 베네라 9호, 별 센서를 가진 파이오니어, 광계를 가진 베가 등 번개를 찾기 위한 장비를 갖춘 다른 미션들도 있었습니다.[67]

만약 금성에 번개를 일으키는 메커니즘이 있다면, 알려지지 않은 채로 남아있습니다.황산 구름 방울이 대전될 수 있지만, 대기가 전기 전도성이 너무 강하여 전하가 지속되지 않을 수 있으므로 번개를 방지할 수 있습니다.[72]

번개는 탄소, 산소, 황, 질소 및 수소 분자(이산화탄소, 질소 가스, 황산 및 물)를 포함하는 분자를 분해하여 새로운 분자(탄소 산화물, 아산화물, 황 산화물, 산소, 원소)를 형성하는 가열을 통해 잠재적으로 대기 화학에 기여할 수 있습니다.탈황", "nitrogen 산화물", "sulfuric 산 클러스터", "폴리황 산화물", "탄소 그을음" 등).번개는 구름을 유지하기 위해 황과 이산화황을 황산으로, 물과 이산화황을 황으로 바꿈으로써 일산화탄소와 산소 가스의 생산에 기여할 수 있습니다.금성에서 번개가 얼마나 자주 발생하는지와 상관없이 우주선에 잠재적인 위험 요소가 될 수 있기 때문에 연구하는 것이 중요합니다.[67]

1980년대 내내, 금성에 밤에 빛이 나는 원인은 번개라고[73][67] 여겨졌지만, 금성의 번개가 너무 약해서 번개를 일으킬 수 없을 가능성이 있습니다.[67]

생명의 가능성

주요 기사: 금성에서의 생명

표면의 가혹한 조건들 때문에, 행성의 거의 탐구되지 않았습니다; 현재 이해되는 생명체가 우주의 다른 부분들에서는 반드시 같지 않을 수도 있다는 사실뿐만 아니라, 지구상의 생명체 자체의 집념의 정도는 아직 보여지지 않았습니다.극한성 동물로 알려진 생명체들은 지구에 존재하며, 극한 서식지를 선호합니다.열변성체와 극열성체는 물의 끓는점 이상의 온도에서 번성하고, 산변성체는 pH 3 이하의 온도에서 번성하며, 다극성체는 다양한 극단적인 조건에서 살아남을 수 있으며, 지구상에 많은 다른 유형의 극단성체가 존재합니다.[74]

금성의 표면 온도(450°C 이상)는 100°C 이상으로 수십도 밖에 확장되지 않는 극세사 범위를 훨씬 뛰어 넘습니다.하지만, 구름 꼭대기의 낮은 온도는 지구의 구름에서 박테리아가 살고 번식하는 것이 발견된 것과 같은 방식으로 생명체가 그곳에 존재할 수 있다는 것을 의미합니다.[75]그러나 구름 꼭대기에 서식하는 그러한 박테리아는 농축된 황산 환경 때문에 초산성이어야 합니다.두껍고 흐린 대기의 미생물들은 공기 중에 있는 유황 화합물에 의해 태양 복사로부터 보호될 수 있습니다.[74]

금성 대기는 충분히 평형을 벗어난 것으로 밝혀져 추가적인 조사가 필요합니다.[74]베네라, 파이오니어, 마젤란 탐사선의 데이터를 분석한 결과 대기 상층부에서 황화수소(나중에 논란이[23] 된)와 이산화황(SO2)이 함께 발견되었으며, 황화카르보닐(OCS)도 발견되었습니다.처음의 두 가스는 서로 반응하여 무언가가 그것들을 만들어 내야 한다는 것을 암시합니다.황화카르보닐은 유기적으로 생성하기 어렵지만 금성 대기에 존재합니다.[75]하지만, 이 행성의 화산 활동은 황화카르보닐의 존재를 설명할 수 있습니다.[75]게다가, 초기 베네라 탐사선 중 하나는 금성 구름 갑판 바로 아래에서 많은 양의 독성 염소를 탐지했습니다.[76]

이 수준의 미생물은 에너지의 원천으로서 태양으로부터 자외선을 흡수할 수 있으며, 이것은 행성의 자외선 이미지에서 어두운 부분으로 보이는 "알 수 없는 자외선 흡수제"에 대한 가능한 설명이 될 수 있습니다.[77][78]이 "알 수 없는 자외선 흡수제"의 존재는 1963년 칼 세이건이 자외선을 흡수하는 작용제로서 대기 상층부에 미생물이 있다는 가설을 제안하는 논문을 발표하게 만들었습니다.[79]2012년 금성 대기에서 이러한 미지의 자외선 흡수체의 풍부함과 수직 분포는 금성 감시 카메라 영상 분석을 통해 조사되었지만,[80] 그 구성은 아직 알려지지 않았습니다.[74]2016년, 이산화이황은 지금까지 알려지지 않은 금성 대기의 자외선 흡수를 유발할 가능성이 있는 후보로 확인되었습니다.[81]"알 수 없는 자외선 흡수제"의 어두운 부분들은 금성의 날씨에 영향을 줄 정도로 눈에 띕니다.[82]2021년, "알 수 없는 UV 흡수제"의 색상은 농축 황산에 용해된 혼합 유기 탄소 화합물을 포함하는 알려진 물질인 "붉은 기름"의 색상과 일치한다고 제안되었습니다.[83]

2020년 9월, 카디프 대학교가 제임스 클러크 맥스웰과 알마 전파 망원경을 사용하여 주도한 연구 연구는 금성 대기에서 알려진 비생물학적 생산 방법과 관련이 없거나 금성의 조건에서 가능한 포스핀의 검출에 주목했습니다.만드는 것은 극도로 어렵고, 금성 구름의 화학은 분자들이 관측된 양으로 축적되기 전에 그것들을 파괴할 것입니다.포스핀은 금성 표면의 최소 48km 상공에서 감지되었으며, 주로 중위도에서 감지되었으며 금성의 극지방에서는 감지되지 않았습니다.과학자들은 이 연구에서 설명된 포스핀 지문이 이론적으로 망원경에 의해 도입되거나 데이터 처리에 의해 잘못된 신호일 수 있기 때문에 동일한 신호를 탐지하는 여러 개의 망원경을 사용하는 것 이상으로 탐지 자체가 더 검증될 수 있다고 언급했습니다.[84][85][86][87]검출은 나중에 포스핀 1ppb 농도와 호환되는, 훨씬 과도하게 추정된 진폭을 가진 거짓 양성[21] 또는 참 신호로 제안되었습니다.[22]2021년 4월 알마 데이터 세트의 재분석은 신호 대 잡음비가 5.4인 20ppb 포스핀 신호를 회복했으며,[22] 2021년 8월까지 이산화황에 의한 오염으로 의심되는 것이 포스핀 스펙트럼 라인 대역의 잠정 신호에 10%만 기여하고 있음이 확인되었습니다.[88]

진화

현재의 구름 구조와 지표의 지질에 대한 연구를 통해 태양의 광도가 약 38억 년 전부터 25% 증가했다는 사실과 결합하여 금성의 초기 환경은 표면에 액체 상태의 물이 있는 지구와 더 비슷했다고 생각됩니다.[89]금성의 진화의 어느 시점에서 폭주하는 온실 효과가 발생하여 현재 온실이 지배적인 대기 상태에 이르렀습니다.지구로부터 멀어지는 이 전환의 시기는 알려지지 않았지만, 약 40억 년 전에 일어난 것으로 추정됩니다.폭주하는 온실 효과는 지표수의 증발과 그에 따른 온실가스의 수준의 증가로 인해 발생했을 수 있습니다.따라서 금성의 대기는 지구의 기후 변화를 연구하는 사람들로부터 많은 관심을 받고 있습니다.[7][90]

지구상에는 지난 10억년 동안 물의 존재를 암시하는 지질학적 형태가 없습니다.하지만, 금성이 초기의 역사 동안 지구를 형성하고 물을 제공했던 과정에서 예외적이었다고 추측할 이유는 없습니다. 아마도 행성을 형성했던 원래의 암석이나 나중에 혜성에서 나온 것일 수도 있습니다.연구 과학자들 사이의 공통적인 견해는 물이 증발하기 전에 표면에 약 6억년 동안 존재했을 것이라는 것이지만, 데이비드 그린스푼과 같은 일부 사람들은 20억년까지도 그럴듯할 수 있다고 믿고 있습니다.[91]바다의 지속성을 위한 이 긴 시간 규모는 진화하는 금성 수권에 구름의 열 영향을 통합한 일반 순환 모델 시뮬레이션에 의해서도 뒷받침됩니다.[92]

대부분의 과학자들은 초기 지구가 약 40억년 전까지 대략2 100 bar의 CO와 230 °C의 표면 온도를 가진 금성과 같은 대기를 가지고 있었고 아마도 황산 구름까지 있었다고 믿습니다. 이때까지 판구조론이 완전하게 작용했고 초기 해양과 함께이산화탄소와2 황을 대기에서 제거하였습니다.[93]따라서 초기 금성에는 지구와 같은 바다가 있었을 가능성이 높지만, 금성이 바다를 잃었을 때 어떤 판 구조론도 끝났을 것입니다.[citation needed]이 행성의 표면은 약 5억년 정도 된 것으로 추정되기 때문에 판 구조학의 증거를 보여주지는 않을 것으로 예상됩니다.[94]

지구에서의 관측 및 측정

주요 기사:금성 일면통과
금성은 2004년 6월 8일 태양의 표면을 통과하며, 지구로부터의 분광학적 측정을 통해 대기 상층부에 대한 귀중한 정보를 제공합니다.

1761년, 러시아의 수학자 미하일 로모노소프는 태양 원반에서 금성의 일부를 둘러싸고 있는 빛의 호를 관측하여 금성이 대기권을 가지고 있다고 결론지었습니다.[95][96]1940년, 루퍼트 와일드는 금성 대기의 CO의2 양이 물의 끓는점 이상으로 표면 온도를 상승시킬 것이라고 계산했습니다.[97]이것은 Mariner 2가 1962년에 온도를 측정할 때 확인되었습니다.1967년 베네라 4호는 대기가 주로 이산화탄소로 이루어져 있음을 확인했습니다.[97]

금성의 대기 상층부는 태양 통과라고 알려진 드문 경우에 이 행성이 태양을 가로지를 때 지구로부터 측정될 수 있습니다.금성의 마지막 태양 통과는 2012년에 일어났습니다.정량적인 천문 분광법을 사용하여, 과학자들은 그 행성의 대기를 통과한 햇빛을 분석하여 그 안에 있는 화학물질들을 밝혀낼 수 있었습니다.행성의 대기에 대한 정보를 발견하기 위해 빛을 분석하는 기술은 2001년에 처음으로 결과를 나타냈기 때문에,[98] 이것은 태양 통과 관측이 시작된 이후 금성의 대기에 대해 이러한 방식으로 결정적인 결과를 얻을 수 있는 첫 번째 기회였습니다.이번 태양열 수송은 65km와 85km 사이의 대기에 대한 정보가 부족하다는 점을 고려할 때 드문 기회였습니다.[99]2004년의 태양 통과는 천문학자들이 금성의 상층 대기의 구성을 측정하는 것뿐만 아니라 외계 행성을 찾는 데 사용되는 정제 기술에 유용한 많은 양의 데이터를 수집할 수 있게 해주었습니다.대부분 CO의2 대기는 근적외선을 흡수하여 쉽게 관측할 수 있습니다.2004년 통과 동안, 파장의 함수로서 대기 중의 흡수는 그 고도에서 가스의 특성을 드러냈습니다.가스의 도플러 이동은 바람의 패턴을 측정할 수 있게 해주었습니다.[100]

금성의 태양 통과는 매우 드문 사건이고, 2004년 이전에 마지막으로 태양 통과는 1882년이었습니다.가장 최근의 태양 통과는 2012년이었고, 다음 통과는 2117년까지 일어나지 않을 것입니다.[99][100]

우주 미션

주요 기사:금성 탐사의 임무 목록

최근 및 현재 우주 탐사선

이 사진은 아카츠키 탐사선이 관측한 자외선 속 금성의 모습입니다.

이전에 금성 주위 궤도에 있었던 금성 익스프레스 우주선은 1-5 μm 스펙트럼 범위의 적외선 영상 분광법을 사용하여 대기 속으로 더 깊이 탐사했습니다.[3]

2010년 5월 발사된 JAXA 탐사선 아카츠키(비너스 기후 궤도선)는 대기의 구조와 활동 등 2년간 행성을 연구하고 있지만 2010년 12월 금성 궤도 진입에 실패했습니다.2015년 12월 7일 궤도에 진입하기 위한 두 번째 시도가 성공했습니다.[101]이 행성의 기후를 연구하기 위해 특별히 설계된 아카츠키는 금성의 궤도를 도는 첫 번째 기상 위성입니다. (지구가 아닌 행성으로는 처음입니다.)[102][103]"IR2"로 알려진 다섯 대의 카메라 중 하나는 미량 성분의 이동과 분포뿐만 아니라 두꺼운 구름 아래에서 행성의 대기를 탐사할 수 있습니다.매우 이심률이 높은 궤도(일점일점고도 400km, 아포피스 31만km)를 가지고 있어 행성의 근접 사진을 찍을 수 있을 것이며, 또한 번개뿐만 아니라 활화산의 존재를 확인해야 합니다.[104]

나사의 뉴프런티어 프로그램이 제안한 금성 In-Situ 탐색기

제안된 미션

NASA의 New Frontiers 프로그램에 의해 제안된 Venus In-Situ 탐색기는 기후 변화에 이르게 한 지구상의 과정을 이해하는 것을 도울 뿐만 아니라 나중에 샘플을 반환하는 임무를 위해 길을 닦을 수 있는 제안된 탐사선입니다.[105]

금성 탐사 분석 그룹(VEXAG)이 약 90일 동안 표면과 대기의 구성 성분과 동위원소 측정을 연구하기 위해 금성 이동식 탐험기라고 불리는 우주선을 제안했습니다.미션이 실행되도록 선택되지 않았습니다.[106]

미션을 통해 화성 표면의 가혹한 본성의 실체를 알게 된 후, 화성과 같은 다른 목표물로 관심이 옮겨갔습니다.그러나 이후에 제안된 많은 임무들이 있었고, 이것들 중 많은 것들은 잘 알려지지 않은 상층 대기를 포함합니다.1985년 소련의 베가 프로그램은 두 개의 풍선을 대기 중으로 떨어뜨렸지만, 이것들은 배터리로 작동하는 것이었고 전력이 다하기 전까지 각각 지구에서 이틀 정도만 지속되었습니다.그 이후로 대기 상층부에 대한 탐사는 없었습니다.2002년 NASA의 계약자인 글로벌 에어로스페이스는 2일이 아닌 수백일 동안 대기권에 머물 수 있는 풍선을 제안했습니다.[107]

Geoffrey A가 태양 전지 전단을 제안하기도 했습니다. 땅은 풍선을 대신하고 있으며,[36] 이 아이디어는 2000년대 초반부터 종종 등장해 왔습니다.금성은 높은 알베도를 가지고 있고, 표면을 꽤 어둡게 만들면서 그것을 비춘 대부분의 햇빛을 반사하고, 60 km의 상층 대기는 90%의 상승된 태양 강도를 가지고 있는데, 이것은 우주선의 맨 위와 맨 아래의 태양 전지판이 거의 동등한 효율로 사용될 수 있다는 것을 의미합니다.[52]게다가 중력이 약간 낮고 공기의 압력이 높고 회전이 느려 영구적인 태양 에너지를 얻을 수 있기 때문에 행성의 이 부분은 탐험하기에 이상적입니다.제안된 전단지는 햇빛, 기압, 그리고 풍속이 더 높은 고도로 돌아가기 전에 한 번에 몇 시간 동안 더 낮은 고도로 약간 내려가면서 지속적으로 공기 중에 있을 수 있는 고도에서 가장 잘 작동할 것입니다.이 정도 높이의 구름 속에 있는 황산은 적절히 차폐된 우주선에 위협이 되지 않기 때문에, 이 소위 "태양 전지"는 기계적인 오류나 예기치 못한 문제가 고장을 일으키는 데 시간이 걸리더라도, 45km에서 60km 사이의 지역을 무한정 측정할 수 있을 것입니다.Landis는 또한 Spirit and Opportunity와 유사한 로버가 표면을 탐사할 수 있다고 제안했는데, 차이점은 금성 표면 로버는 위의 플라이어에 위치한 컴퓨터에서 나오는 무선 신호에 의해 제어되는 "멍청한" 로버일 것이고,[108] 단지 표면 조건을 견디기 위해 모터와 트랜지스터 같은 부품만 필요하지만, 우리는 필요하지 않다는 것입니다.열,[109] 압력 및 산성 조건에 저항력을 발휘할 수 없는 마이크로 일렉트로닉스 관련 에이커 부품

러시아의 우주 과학 계획에는 베네라-D(Venera-D) 탐사선의 2029년 발사가 포함되어 있습니다.[110]베네라-D 임무의 주요 과학적 목표는 대기의 구조와 화학적 조성에 대한 조사와 대기 상층부, 전리층, 전기 활동, 자기권, 탈출 속도에 대한 조사입니다.[111]금성 대기 기동 플랫폼(VAMP)이라고 불리는 노스럽 그루먼(Northrop Grumman)이 설계한 팽창식 항공기 베네라-D와 함께 비행하는 것이 제안되었습니다.[112][113][114]

HAVOC(High Altitude Venus Operational Concept)는 금성의 탐사를 위한 나사의 개념입니다.전통적인 착륙보다는 유도체를 사용하여 승무원들을 대기 상층으로 보낼 것입니다.2010년대 후반의 다른 제안으로는 VERITAS, Venus Origines Explorer, VISAGE 및 VICI가 있습니다.2018년 6월, NASA는 블랙 스위프트 테크놀로지스에 윈드 시어를 이용해 상승과 속도를 낼 수 있는 금성 글라이더의 개념 연구에 대한 계약을 체결하기도 했습니다.[115]

기획된 다빈치+ 탐사선의 금성 대기를 통한 하강 단계에 대한 아티스트의 컨셉

2021년 6월 NASA는 2020년대 후반 금성에 대기 탐사선을 보낼 다빈치+ 임무를 선정했습니다.다빈치+는 금성이 어떻게 형성되고 진화했는지를 이해하기 위해 금성의 대기 구성을 측정할 것이고, 그 행성에 바다가 있었는지를 결정할 것입니다.그 임무는 금성의 기후 변화를 이해하기 위해 고귀한 가스와 다른 요소들을 측정하는, 행성의 두꺼운 대기를 통해 곤두박질 칠 하강구로 구성됩니다.이것은 1978년 이후로 금성의 대기에 대한 미국 주도의 첫 번째 임무가 될 것입니다.[116]

참고 항목

참고문헌

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외부 링크

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