Venēra Zemes karstā māsa
Ar mūsu Saules (S)
planetārās sistēmas veidošanos nedaudz jau
iepazināmies iepriekšējā SP (2002/3) publicētajā
rakstā Merkurs iznīcībai nolemta planēta. Arī
citu planētu pētniecībā pēdējos gados ir
gūti daudzi jauni un interesanti sasniegumi.
Otra S tuvākā
planēta ir Venēra (V). Lai gantā ir visai īpatnēja,
pēc galvenajiem fizikālajiem raksturlielumiem masa, atmosfēras
esamība u.c. tā ir Zemei (Z) vislīdzīgākā.
Venēras vidējais
attālums no Saules ir 108,2·106 km (Zeme - 149,6·106 km), t. i., V ir par
apmēram 40 miljoniem km tuvāk S nekā Z un līdz ar to
saņem gandrīz divas reizes intensīvāku S starojumu, proti,
V solarkonstante, t. i., S starojuma (integrālā) plūsma uz V
atmosfēras augšējās robežas ir 2,6139 kW/m2, Z tā
ir 1,3676 kW/m2; V gads (apriņķojums ap S) ilgst 224,701 Z diennaktis
(Z tas ir 365,256 diennaktis); V rotācijas periods ap savu asi ir
vienlīdzīgs 243,7 Z diennaktīm (Z šis diennakts garums ir =
23h56m4s,1). Tas nozīmē, ka gada laikā V izdara tikai nepilnu
apgriezienu ap savu asi, resp., V gads un apgriešanās ilgums ap asi,
ko sauc par diennakts garumu, gandrīz sakrīt, bet, tā kā V
rotē ap savu asi pretējā virzienā nekā Z, V diennakts
ilgst 116,75 Z diennaktis, resp., sava gada laikā V piedzīvo tikai
gandrīz divas dienas un nakts maiņas. Sekas V lēnajai
rotācijai ir arī tas, ka V nav magnētiskā lauka vai
arī tas ir vismaz 100 000 reižu vājāks par Z
magnētisko lauku. Tādēļ V praktiski nav magnetosfēras,
kas sagūstītu un novirzītu S vēja lādētās
daļiņas; V kustības vidējais ātrums orbītā
ap S ir 35 km/s (Z 29,8 km/s); V ekvatoriālais rādiuss = 6051,8 km (Z
6378,1 km), turklāt tas ir vienlīdzīgs ar V polāro
rādiusu, resp., V nav nekāda saspieduma jeb saplacinājuma,
kamēr Z tas ir 0,00335; V tilpums = 0,857 no Z tilpuma; V masa = 4,8685·1027
g (0,815 no Z masas = 5,9736·1027 g) un 100 kg smags priekšmets uz V svērtu
ap 90 kg; V vidējais blīvums = 5,24 g/cm3 (Z 5,52 g/cm3), kas
ļauj secināt, ka V kodols tāpat kā Z sastāv
galvenokārt no dzelzs un citiem metāliem, bet mantija un garoza no
silikātiežiem; brīvās krišanas paātrinājums
V ir = 887 cm/s2 (Z 978 cm/s2); otrais kosmiskais ātrums (uz ekvatora) V
ir 10,4 km/s (Z 11,2 km/s); V orbītas ekscentricitāte
(elipsoidalitāte) = 0,0067, un tas ir vēl mazāk nekā Z,
kurai šis rādītājs ir 0,0167, t. i., V orbīta ir
vēl riņķveidīgāka; V ekvatora noliece
attiecībā pret orbītas plakni ir 3o24 (Z tas ir 23o27), kas
nozīmē, ka uz V nevajadzētu pastāvēt
sezonālām laika maiņām vai arī tām vajadzētu
būt daudz mazāk izteiktām nekā uz Z.
V tās stāvokļa
(orbītas) dēļ attiecībā pret S un Z, tāpat
kā Mēnesim, ir novērojamas fāžu maiņas.
V atšķirībā
no Merkura aptver bieza, ar mākoņiem pieblīvēta
atmosfēra, kas pilnīgi aizklāj tās virsmu un padara to
nenovērojamu no Z observatorijām. Tā līdz pat pagājušā
gadsimta otrajai pusei nebija zināms ne V rotācijas periods, ne
arī tās griešanās virziens ap rotācijas asi, un tos
izdevās noteikt tikai pēc V radiolokācijas datiem.
Pirmos V radiolokācijas
mēģinājumus 1961.gadā gandrīz vienlaikus izdarīja
angļu, padomju un amerikāņu zinātnieki, un jau
pašā šo eksperimentu sākumā ar radiolokācijas
metodi izdevās precizēt ne tikai attālumu līdz V un
līdz ar to astronomiskās vienības lielumu, bet iegūt
arī datus par V rotācijas ātrumu un virzienu, kā arī
noteikt V virsmas vispārīgās īpašības (gludumu,
atstarošanas spēju u. c.). Ar pasaulē lielākās
radiolokācijas iekārtas palīdzību, kas izveidota,
izmantojot vislielāko, lai arī nekustīgo, 300 m diametra Aresibo
radioteleskopa spoguli un V visciešākās
pietuvināšanās stāvokļus, tika iegūti
vairāku Z pievērstu V apgabalu topogrāfiskie attēli ar
lineāro izšķirtspēju 10-20 km, kuru pēdējā
laikā ir izdevies samazināt līdz 3 km. .
V mākoņi no kosmosa,
kā arī uz Z izvietoto lielo teleskopu un labos atmosfēras
apstākļos iegūtajos attēlos izskatās kā
tumšāku un gaišāku joslu sistēma, kas parasti ir
orientēta paralēli planētas ekvatoram (skat. 1. un 2. att.).
Reizēm tajos iespējams fiksēt kādas raksturīgas
detaļas un izsekot, kā tās pārvietojas pa planētas
disku. Tas ļāva noteikt šī mākoņu slāņa
aptuveni četras Z diennaktis ilgstošo rotācijas periodu. Tas ir
sekas V mākoņu līmenī, apmēram 50-70 km augstumā,
valdošajiem pastāvīgajiem vējiem, kas ar apmēram 100
m/s lielu ātrumu pūš planētas rotācijas virzienā.
Vēja ātrums pie V virsmas, kā atklājās
vēlākajos mērījumos, pateicoties tās ļoti
blīvajai atmosfērai, nepārsniedz 0,3-1 m/s.
Taču visu
svarīgāko informāciju par V un fizikālajiem
apstākļiem uz tās ir snieguši speciāli šīs
planētas pētīšanai izgatavotie un uz to nosūtītie
kosmiskie aparāti ar to daudzveidīgo instrumentu ekipējumu.
Šie aparāti ir veikuši planētas novērojumus gan
pārlidojumu režīmā, gan kā V mākslīgie
pavadoņi, gan arī kā nolaižamie moduļi. Un to nav
bijis mazums.
Pirmie bija PSRS no 1961.
līdz 1983. gadam palaistās 16 speciāli V izpētei
kostruētās Venera sērijas kosmiskās stacijas. Venera-4
nolaižamais modulis 1967. gadā veica pirmos tiešos V
atmosfēras sastāva un meteoapstākļu mērījumus.
1970. gadā V virsmu sasniedza Venera-7. 1975. gadā par
pirmajiem V mākslīgajiem pavadoņiem kļuva Venera-9
un Venera-10, bet to nolaižamie moduļi pārraidīja uz
Z pirmos V virsmas attēlus utt. V novērojumus pārlidojuma
režīmā veica arī PSRS kosmiskās stacijas Vega-1
un Vega-2, kas 1985. gadā tika palaistas Haleja komētas
pētījumiem.
Plaši izvērstus V
pētījumus veica arī ASV Kosmiskā aģentūra NASA (National
Space and Aeronautics Administration Nacionālā kosmiskā un
aeronautikas administrācija). Te var minēt gan Mariner
sērijas kosmiskās stacijas Mariner-2 un Mariner-5,
kuras attiecīgi 1962. un 1967. gadā pārlidoja V, gan Mariner-10
misiju uz V un Merkuru 1973.-1975. gadā. Arī NASA kosmiskā
stacija Galileo, kas tika sūtīta Jupitera
pētījumiem, gravitācijas manevra laikā pie V veica
daļējus šīs planētas novērojumus.
Taču īpaši var
izcelt NASA abas Pioneer-Venus automātiskās starpplanētu
stacijas (1978.-1992. g.) un līdzīga mērķa staciju Magellan
(1989.-1994. g.), kas veica kompleksus V novērojumus, orbitējot ap
to. Šo misiju gaitā tika veikta V virsmas kartografēšana ar
radiolokācijas palīdzību un tika iegūtas precīzas
visas planētas topografiskās kartes (Pioneer-Venus1 un Magellan),
kā arī izdarīti V atmosfēras detalizēti
pētījumi ar nolaižamo moduļu palīdzību (skat.
3.-4. att.).
V virsma ir visai
līdzena, mazāk deformēta ar lielākiem un mazākiem
meteorītu krāteriem nekā Merkurs, Mēness u. c. S
sistēmas ķermeņi. Tas, acīmredzot, ir arī V
blīvās atmosfēras nopelns, kura pasargā planētas
virsmu, meteorītus sadrupinot un sadedzinot jau gaisā.
Lielākā V meteorītu izcelsmes krātera diametrs ir ap 280 km
(skat. 5. att.).
V virsmas
fotogrāfijas parāda vienmuļas ainavas, kuru
raksturīgākā dominante ir tumšāki un
gaišāki, sadrupuši un saplaisājuši dažāda
izmēra iežu gabali vai iežu plātņu
sablīvējumi, kurus vietām klāj smalka grunts.
Domājams, ka V ieži ir līdzīgi Z bazaltiem (skat. 6. un 7.
att.).
Lielāko V virsmas daļu,
ap 75 procentus, aizņem pauguraini līdzenumi, pārējo
plakankalnes un kalni (skat. 8. att.). Izteiksmīgākie V reljefa
veidojumi koncentrējušies tās ziemeļu puslodē.
Augstāko V kalnu, piemēram, Maksvela kalnu, augstums sasniedz ap 11
km, taču augstuma starpība starp augstāko un zemāko V vietu
nepārsniedz 14 km, kas ir mazāk nekā Z. Vairākas
pazīmes liecina, ka uz V ir pastāvējusi un joprojām
pastāv aktīva tektoniska un vulkāniska darbība. Daži
no V reljefa veidojumiem pārsteidz ar milzīgajiem apmēriem (skat.
9.-12. att.).
V atmosfēra pie tās
virsmas sastāv galvenokārt no ogļskābās gāzes (CO2,
apmēram, 96,5 %) un slāpekļa (N2, apmēram, 3,5 %).
Ļoti nedaudz konstatēts arī sēra dioksīda (SO2),
argona (Ar), ūdens (H2O), tvana gāzes (CO), hēlija (He), neona
(Ne) u. c. Milzīgais ogļskābās gāzes daudzums
(apmēram 400 000 reižu vairāk nekā Z atmosfērā)
un pavisam nelielais ūdens tvaiku piejaukums V atmosfērā rada
ļoti spēcīgu siltumnīcas efektu, jo neļauj
aizplūst no S sakarsētās V virsmas emitētajam siltuma starojumam.
Šis starojums tiek absorbēts, un tas ir cēlonis V virsmas
ļoti augstajai gandrīz 500oC (precīzāk, 464oC) -
temperatūrai.
V mākoņi, kuru
sastāvā ir reģistrēti arī koncentrētas
sērskābes (H2SO4) pilieniņi, intensīvi izkliedē S
starojumu, tādēļ S disks no V virsmas nav redzams. V debesis ir
oranžā krāsā, bet apgaismojums ir pelēcīgs,
apmēram tāds, kādu uz Z varam vērot
apmākušās dienās.
Augstā V virsmas
temperatūra, lielais atmosfēras spiediens ap 90 atm, kas atbilst
ūdens spiedienam uz Z 900 m dziļumā, un sērskābes
klātbūtne V mākoņos, ne tikai izslēdz jebkādu
dzīvības formu iespējamību, bet arī izvirza ļoti
augstas prasības uz V nolaižamo aparātu konstrukcijām.
Atmosfēras blīvums pie V virsmas ir tikai 15 reižu mazāks
par ūdens blīvumu.
Viena no lielākām V
mīklām ir ļoti niecīgais ūdens daudzums tās
atmosfērā. Aprēķini rāda, ka, izkondensējot
tās atmosfērā koncentrētos ūdens tvaikus, ūdens
slānīša biezums, kas pārklātu V virsmu,
nepārsniegtu 1 cm. Pašos augstākos V atmosfēras
slāņos ir konstatēts daudz ūdeņraža (H), un
šo H atmosfēru kosmiskie aparāti ir reģistrējuši
līdz pat 5 500 km augstumam no V virsmas.
V
pētījumi, protams, nav beigušies. Pašlaik tiem ir ļoti
liela nozīme fundamentālas astrofizikas problēmas planētu
kosmogonijas, t. i., planētu sistēmu izcelšanās,
veidošanās un evolūcijas izpratnei. Bet nākotnē, kad
cilvēcei vajadzēs izmantot citu S sistēmas planētu
resursus, šiem pētījumiem jau būs arī tīri
praktiska nozīme un vērtība.
V ir interesanta
arī no iespējamu globālu tehnoloģisku un bioloģisku
eksperimentu viedokļa. Proti, ir izaicinājums sintezēt
tādus mikroorganismus, kas, nonākot V atmosfērā,
pakāpeniski, sākot no augšējiem slāņiem,
pārstrādātu tur esošo ogļskābo gāzi,
atbrīvojot skābekli un sasaistot oglekli. Tādējādi varētu
notikt gan V atmosfēras bagātināšana ar skābekli, gan,
padarot tās atmosfēru caurspīdīgāku infrasarkanajam
starojumam, arī siltumnīcas efekta samazināšana un
planētas virsmas atdzesēšana, un līdz ar to V
piemērošana apdzīvošanai.
Dažas no V vēl neatminētām
mīklām jau tuvākajā laikā centīsies atminēt
vismaz trīs dažādu kosmisko aģentūru
plānotās starplanētu misijas, proti, Messenger (NASA,
2004. g.), kas dosies Merkura pētījumos no tā orbītas un
kam paredzami divi V pārlidojumi, Planet-C (ISAS Institute of Space
and Astronautical Sciences Kosmisko un astronautikas zinātņu
institūts, Japāna, 2007. g.), kas tiks nosūtīta uz V un
ieies orbitā ap to, lai veiktu ilgstošus novērojumus, un BepiColombo
(ESA European Space Agency Eiropas kosmiskā aģentūra,
2009. g.), kam paredzēts arī V pārlidojums.
Ar mūsu Saules (S) planetārās sistēmas veidošanos nedaudz jau iepazināmies iepriekšējā SP (2002/3) publicētajā rakstā Merkurs iznīcībai nolemta planēta. Arī citu planētu pētniecībā pēdējos gados ir gūti daudzi jauni un interesanti sasniegumi.
Otra S tuvākā planēta ir Venēra (V). Lai gantā ir visai īpatnēja, pēc galvenajiem fizikālajiem raksturlielumiem masa, atmosfēras esamība u.c. tā ir Zemei (Z) vislīdzīgākā.
Venēras vidējais attālums no Saules ir 108,2·106 km (Zeme - 149,6·106 km), t. i., V ir par apmēram 40 miljoniem km tuvāk S nekā Z un līdz ar to saņem gandrīz divas reizes intensīvāku S starojumu, proti, V solarkonstante, t. i., S starojuma (integrālā) plūsma uz V atmosfēras augšējās robežas ir 2,6139 kW/m2, Z tā ir 1,3676 kW/m2; V gads (apriņķojums ap S) ilgst 224,701 Z diennaktis (Z tas ir 365,256 diennaktis); V rotācijas periods ap savu asi ir vienlīdzīgs 243,7 Z diennaktīm (Z šis diennakts garums ir = 23h56m4s,1). Tas nozīmē, ka gada laikā V izdara tikai nepilnu apgriezienu ap savu asi, resp., V gads un apgriešanās ilgums ap asi, ko sauc par diennakts garumu, gandrīz sakrīt, bet, tā kā V rotē ap savu asi pretējā virzienā nekā Z, V diennakts ilgst 116,75 Z diennaktis, resp., sava gada laikā V piedzīvo tikai gandrīz divas dienas un nakts maiņas. Sekas V lēnajai rotācijai ir arī tas, ka V nav magnētiskā lauka vai arī tas ir vismaz 100 000 reižu vājāks par Z magnētisko lauku. Tādēļ V praktiski nav magnetosfēras, kas sagūstītu un novirzītu S vēja lādētās daļiņas; V kustības vidējais ātrums orbītā ap S ir 35 km/s (Z 29,8 km/s); V ekvatoriālais rādiuss = 6051,8 km (Z 6378,1 km), turklāt tas ir vienlīdzīgs ar V polāro rādiusu, resp., V nav nekāda saspieduma jeb saplacinājuma, kamēr Z tas ir 0,00335; V tilpums = 0,857 no Z tilpuma; V masa = 4,8685·1027 g (0,815 no Z masas = 5,9736·1027 g) un 100 kg smags priekšmets uz V svērtu ap 90 kg; V vidējais blīvums = 5,24 g/cm3 (Z 5,52 g/cm3), kas ļauj secināt, ka V kodols tāpat kā Z sastāv galvenokārt no dzelzs un citiem metāliem, bet mantija un garoza no silikātiežiem; brīvās krišanas paātrinājums V ir = 887 cm/s2 (Z 978 cm/s2); otrais kosmiskais ātrums (uz ekvatora) V ir 10,4 km/s (Z 11,2 km/s); V orbītas ekscentricitāte (elipsoidalitāte) = 0,0067, un tas ir vēl mazāk nekā Z, kurai šis rādītājs ir 0,0167, t. i., V orbīta ir vēl riņķveidīgāka; V ekvatora noliece attiecībā pret orbītas plakni ir 3o24 (Z tas ir 23o27), kas nozīmē, ka uz V nevajadzētu pastāvēt sezonālām laika maiņām vai arī tām vajadzētu būt daudz mazāk izteiktām nekā uz Z.
V tās stāvokļa (orbītas) dēļ attiecībā pret S un Z, tāpat kā Mēnesim, ir novērojamas fāžu maiņas.
V atšķirībā no Merkura aptver bieza, ar mākoņiem pieblīvēta atmosfēra, kas pilnīgi aizklāj tās virsmu un padara to nenovērojamu no Z observatorijām. Tā līdz pat pagājušā gadsimta otrajai pusei nebija zināms ne V rotācijas periods, ne arī tās griešanās virziens ap rotācijas asi, un tos izdevās noteikt tikai pēc V radiolokācijas datiem.
Pirmos V radiolokācijas mēģinājumus 1961.gadā gandrīz vienlaikus izdarīja angļu, padomju un amerikāņu zinātnieki, un jau pašā šo eksperimentu sākumā ar radiolokācijas metodi izdevās precizēt ne tikai attālumu līdz V un līdz ar to astronomiskās vienības lielumu, bet iegūt arī datus par V rotācijas ātrumu un virzienu, kā arī noteikt V virsmas vispārīgās īpašības (gludumu, atstarošanas spēju u. c.). Ar pasaulē lielākās radiolokācijas iekārtas palīdzību, kas izveidota, izmantojot vislielāko, lai arī nekustīgo, 300 m diametra Aresibo radioteleskopa spoguli un V visciešākās pietuvināšanās stāvokļus, tika iegūti vairāku Z pievērstu V apgabalu topogrāfiskie attēli ar lineāro izšķirtspēju 10-20 km, kuru pēdējā laikā ir izdevies samazināt līdz 3 km. .
V mākoņi no kosmosa, kā arī uz Z izvietoto lielo teleskopu un labos atmosfēras apstākļos iegūtajos attēlos izskatās kā tumšāku un gaišāku joslu sistēma, kas parasti ir orientēta paralēli planētas ekvatoram (skat. 1. un 2. att.). Reizēm tajos iespējams fiksēt kādas raksturīgas detaļas un izsekot, kā tās pārvietojas pa planētas disku. Tas ļāva noteikt šī mākoņu slāņa aptuveni četras Z diennaktis ilgstošo rotācijas periodu. Tas ir sekas V mākoņu līmenī, apmēram 50-70 km augstumā, valdošajiem pastāvīgajiem vējiem, kas ar apmēram 100 m/s lielu ātrumu pūš planētas rotācijas virzienā. Vēja ātrums pie V virsmas, kā atklājās vēlākajos mērījumos, pateicoties tās ļoti blīvajai atmosfērai, nepārsniedz 0,3-1 m/s.
Taču visu svarīgāko informāciju par V un fizikālajiem apstākļiem uz tās ir snieguši speciāli šīs planētas pētīšanai izgatavotie un uz to nosūtītie kosmiskie aparāti ar to daudzveidīgo instrumentu ekipējumu. Šie aparāti ir veikuši planētas novērojumus gan pārlidojumu režīmā, gan kā V mākslīgie pavadoņi, gan arī kā nolaižamie moduļi. Un to nav bijis mazums.
Pirmie bija PSRS no 1961. līdz 1983. gadam palaistās 16 speciāli V izpētei kostruētās Venera sērijas kosmiskās stacijas. Venera-4 nolaižamais modulis 1967. gadā veica pirmos tiešos V atmosfēras sastāva un meteoapstākļu mērījumus. 1970. gadā V virsmu sasniedza Venera-7. 1975. gadā par pirmajiem V mākslīgajiem pavadoņiem kļuva Venera-9 un Venera-10, bet to nolaižamie moduļi pārraidīja uz Z pirmos V virsmas attēlus utt. V novērojumus pārlidojuma režīmā veica arī PSRS kosmiskās stacijas Vega-1 un Vega-2, kas 1985. gadā tika palaistas Haleja komētas pētījumiem.
Plaši izvērstus V pētījumus veica arī ASV Kosmiskā aģentūra NASA (National Space and Aeronautics Administration Nacionālā kosmiskā un aeronautikas administrācija). Te var minēt gan Mariner sērijas kosmiskās stacijas Mariner-2 un Mariner-5, kuras attiecīgi 1962. un 1967. gadā pārlidoja V, gan Mariner-10 misiju uz V un Merkuru 1973.-1975. gadā. Arī NASA kosmiskā stacija Galileo, kas tika sūtīta Jupitera pētījumiem, gravitācijas manevra laikā pie V veica daļējus šīs planētas novērojumus.
Taču īpaši var izcelt NASA abas Pioneer-Venus automātiskās starpplanētu stacijas (1978.-1992. g.) un līdzīga mērķa staciju Magellan (1989.-1994. g.), kas veica kompleksus V novērojumus, orbitējot ap to. Šo misiju gaitā tika veikta V virsmas kartografēšana ar radiolokācijas palīdzību un tika iegūtas precīzas visas planētas topografiskās kartes (Pioneer-Venus1 un Magellan), kā arī izdarīti V atmosfēras detalizēti pētījumi ar nolaižamo moduļu palīdzību (skat. 3.-4. att.).
V virsma ir visai līdzena, mazāk deformēta ar lielākiem un mazākiem meteorītu krāteriem nekā Merkurs, Mēness u. c. S sistēmas ķermeņi. Tas, acīmredzot, ir arī V blīvās atmosfēras nopelns, kura pasargā planētas virsmu, meteorītus sadrupinot un sadedzinot jau gaisā. Lielākā V meteorītu izcelsmes krātera diametrs ir ap 280 km (skat. 5. att.).
V virsmas fotogrāfijas parāda vienmuļas ainavas, kuru raksturīgākā dominante ir tumšāki un gaišāki, sadrupuši un saplaisājuši dažāda izmēra iežu gabali vai iežu plātņu sablīvējumi, kurus vietām klāj smalka grunts. Domājams, ka V ieži ir līdzīgi Z bazaltiem (skat. 6. un 7. att.).
Lielāko V virsmas daļu, ap 75 procentus, aizņem pauguraini līdzenumi, pārējo plakankalnes un kalni (skat. 8. att.). Izteiksmīgākie V reljefa veidojumi koncentrējušies tās ziemeļu puslodē. Augstāko V kalnu, piemēram, Maksvela kalnu, augstums sasniedz ap 11 km, taču augstuma starpība starp augstāko un zemāko V vietu nepārsniedz 14 km, kas ir mazāk nekā Z. Vairākas pazīmes liecina, ka uz V ir pastāvējusi un joprojām pastāv aktīva tektoniska un vulkāniska darbība. Daži no V reljefa veidojumiem pārsteidz ar milzīgajiem apmēriem (skat. 9.-12. att.).
V atmosfēra pie tās virsmas sastāv galvenokārt no ogļskābās gāzes (CO2, apmēram, 96,5 %) un slāpekļa (N2, apmēram, 3,5 %). Ļoti nedaudz konstatēts arī sēra dioksīda (SO2), argona (Ar), ūdens (H2O), tvana gāzes (CO), hēlija (He), neona (Ne) u. c. Milzīgais ogļskābās gāzes daudzums (apmēram 400 000 reižu vairāk nekā Z atmosfērā) un pavisam nelielais ūdens tvaiku piejaukums V atmosfērā rada ļoti spēcīgu siltumnīcas efektu, jo neļauj aizplūst no S sakarsētās V virsmas emitētajam siltuma starojumam. Šis starojums tiek absorbēts, un tas ir cēlonis V virsmas ļoti augstajai gandrīz 500oC (precīzāk, 464oC) - temperatūrai.
V mākoņi, kuru sastāvā ir reģistrēti arī koncentrētas sērskābes (H2SO4) pilieniņi, intensīvi izkliedē S starojumu, tādēļ S disks no V virsmas nav redzams. V debesis ir oranžā krāsā, bet apgaismojums ir pelēcīgs, apmēram tāds, kādu uz Z varam vērot apmākušās dienās.
Augstā V virsmas temperatūra, lielais atmosfēras spiediens ap 90 atm, kas atbilst ūdens spiedienam uz Z 900 m dziļumā, un sērskābes klātbūtne V mākoņos, ne tikai izslēdz jebkādu dzīvības formu iespējamību, bet arī izvirza ļoti augstas prasības uz V nolaižamo aparātu konstrukcijām. Atmosfēras blīvums pie V virsmas ir tikai 15 reižu mazāks par ūdens blīvumu.
Viena no lielākām V mīklām ir ļoti niecīgais ūdens daudzums tās atmosfērā. Aprēķini rāda, ka, izkondensējot tās atmosfērā koncentrētos ūdens tvaikus, ūdens slānīša biezums, kas pārklātu V virsmu, nepārsniegtu 1 cm. Pašos augstākos V atmosfēras slāņos ir konstatēts daudz ūdeņraža (H), un šo H atmosfēru kosmiskie aparāti ir reģistrējuši līdz pat 5 500 km augstumam no V virsmas.
V pētījumi, protams, nav beigušies. Pašlaik tiem ir ļoti liela nozīme fundamentālas astrofizikas problēmas planētu kosmogonijas, t. i., planētu sistēmu izcelšanās, veidošanās un evolūcijas izpratnei. Bet nākotnē, kad cilvēcei vajadzēs izmantot citu S sistēmas planētu resursus, šiem pētījumiem jau būs arī tīri praktiska nozīme un vērtība.
V ir interesanta arī no iespējamu globālu tehnoloģisku un bioloģisku eksperimentu viedokļa. Proti, ir izaicinājums sintezēt tādus mikroorganismus, kas, nonākot V atmosfērā, pakāpeniski, sākot no augšējiem slāņiem, pārstrādātu tur esošo ogļskābo gāzi, atbrīvojot skābekli un sasaistot oglekli. Tādējādi varētu notikt gan V atmosfēras bagātināšana ar skābekli, gan, padarot tās atmosfēru caurspīdīgāku infrasarkanajam starojumam, arī siltumnīcas efekta samazināšana un planētas virsmas atdzesēšana, un līdz ar to V piemērošana apdzīvošanai.
Dažas no V vēl neatminētām mīklām jau tuvākajā laikā centīsies atminēt vismaz trīs dažādu kosmisko aģentūru plānotās starplanētu misijas, proti, Messenger (NASA, 2004. g.), kas dosies Merkura pētījumos no tā orbītas un kam paredzami divi V pārlidojumi, Planet-C (ISAS Institute of Space and Astronautical Sciences Kosmisko un astronautikas zinātņu institūts, Japāna, 2007. g.), kas tiks nosūtīta uz V un ieies orbitā ap to, lai veiktu ilgstošus novērojumus, un BepiColombo (ESA European Space Agency Eiropas kosmiskā aģentūra, 2009. g.), kam paredzēts arī V pārlidojums.