Венера — разлика између измена

Венерина [[атмосфера небеског тела|атмосфера]] одликује се изразито великом густином, и изграђена је готово у целости од [[угљен-диоксид]]а и [[азот]]а чији је процентуални удео у грађи атмосфере знатно мањи (у односу на CO₂), док су остали елементи заступљени у траговима. Иако азот чини до 3,5% грађе атмосфере Венере, због њене дебљине и густине концентрација овог елемента је и до 4 пута већа у односу на ону на Земљи (иако азот у атмосфери Земље има удео од 78%).<ref name=Basilevsky2003>{{cite journal |last= Basilevsky,|first= Alexandr T.|author= |authorlink= |coauthors=Head, James W. |editor1-first= |editor1-last= |editor1-link= |date= |year=2003|month= |title="The surface of Venus". |trans_title= |journal=Rep. Prog. Phys.|volume=66 |series=10 |issue= |doi=10.1088/0034-4885/66/10/R04 |bibcode=2003RPPh...66.1699B |pages=1699–1734}}</ref><ref name=Institutdemecanique>{{cite web|url=http://www.imcce.fr/vt2004/en/fiches/fiche_n13_eng.html|title=Clouds and atmosphere of Venus|publisher=Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides|accessdate = 22. 1. 2008.}}</ref> Од осталих елемената треба издвојити оне на бази [[водоник]]а, попут [[хлороводоник]]а (-{HCl}-) и [[флуороводоник]]а (-{HF}-), а присутне су и мање концентрације угљен-моноксида, водене паре и [[кисеоник|молекуларног кисеоника]].<ref name=Bertaux2007/><ref name=Svedhem2007>{{cite journal|last=Svedhem|first=Hakan|author2=Titov, Dmitry V.|author3= Taylor, Fredric V.|last4=Witasse|first4=Oliver|title=Venus as a more Earth-like planet|journal=Nature|year=2007|volume=450|doi=10.1038/nature06432| bibcode=2007Natur.450..629S|pmid=18046393|issue=7170|pages=629–632}}</ref> Концентрације водоника у атмосфери Венере су веома мале, а претпоставља се да је највећи део једноставно „отплутао“ у спољашњи свемир, док је остатак остао везан у [[сумпорна киселина|сумпорној киселини]] -{(H₂SO₄)}- и [[водоник-сулфид]]у -{(H₂S)}-.<ref name=Lovelock1979>{{Cite book|last=Lovelock|title=Gaia: A New Look at Life on Earth|first=James|isbn=978-0-19-286218-1|publisher=Oxford University Press|year=1979}}</ref> У прилог теорији о губитку великих количина молекуларног водоника иду и подаци о великим концентрацијама [[деутеријум|тешког водоника]] (деутеријума ²²H){{напомена|[[Деутеријум]], познат и као тешки водоник, је стабилни [[изотоп]] водоника чије [[атомско језгро]] садржи по један протон и неутрон, док језгро обичног водоника има само један протон. Природна распрострањеност је 1/6.500 (на сваки атом деутеријума дође 6.500 атома водоника).}} у атмосфери Венере.<ref name=Svedhem2007/> Концентрације овог изотопа у венериној атмосфери су око 0,025, што је знатно већа вредност у односу на концентрације на Земљи са 1,6 -{×}- 10⁻⁴.<ref name=Bertaux2007/>

[[Атмосферски притисак]] на површини је за преко 92 пута виши у односу на Земљу (поређења ради, атмосферски притисак на површини Венере једнак је ономе на Земљи на дубини од 910 метара у океану). Укупна запремина Венерине атмосфере је 4,8 -{×}- 10²⁰ кг, што је око 93 пута више у односу на атмосферу Земље. Густина ваздуха на површини има вредности од 67 кг/м³³ (што је вредност од 6,5% колико имају текуће воде на Земљи).<ref name=Basilevsky2003/> Због овако високих притисака на површини, угљен-диоксид губи својства гаса и прелази у стање „суперкритичног флуида“ (када температуре и притисци прелазе вредности критчне тачке неког елемента) који прекрива површински део планете. Тај омотач од суперкритичног угљен-диоксида је одличан проводник топлоте и знатно ублажава температурне разлике између дана и ноћи (који трају 56 земаљских дана).<ref name=Fegley1997>{{Cite book|title=Geochemistry of Surface-Atmosphere Interactions on Venus (Venus II: Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment)|author=Fegley, B. et al. |isbn=978-0-8165-1830-2 |publisher= University of Arizona Press|year=1997}}</ref>