Właściwości fizyczne Wenus. Planeta Wenus - niezwykła i nieznana

Wenus. Astronomowie często nazywają ją „siostrą Ziemi” ze względu na podobne cechy planet pod względem składu, grawitacji i rozmiaru. Natomiast pozostałe parametry są zupełnie odwrotne. Wenus jest drugą planetą od Słońca i najgorętszą planetą na świecie Układ Słoneczny, ale o wszystkim bardziej szczegółowo.

Historia odkrycia planety

Ze względu na swoje bliskie położenie względem Słońca i Ziemi Wenus jest trzecim najjaśniejszym obiektem na niebie, dlatego ludzkość wiedziała o jej istnieniu już u zarania cywilizacji. Pierwszych obserwacji planety i można powiedzieć, że oficjalnego dowodu na jej istnienie dokonał Galileo Galilei w 1610 roku.

10 rzeczy, które musisz wiedzieć o Wenus!

1. Wenus jest drugą planetą od Słońca w Układzie Słonecznym.
2. Wenus jest najgorętszą planetą w Układzie Słonecznym, chociaż jest drugą planetą od Słońca. Temperatura powierzchni może osiągnąć 475°C .
   
3. Pierwszy statek kosmiczny wysłany w celu zbadania Wenus został wysłany z Ziemi 12 lutego 1961 roku i otrzymał nazwę Venera 1.
4. Wenus jest jedną z dwóch planet, których kierunek obrotu wokół własnej osi różni się od kierunku obrotu większości planet Układu Słonecznego.
5. Orbita planety wokół Słońca jest bardzo zbliżona do kołowej.
6. Temperatury dzienne i nocne na powierzchni Wenus są praktycznie takie same ze względu na dużą bezwładność cieplną atmosfery.
7. Wenus dokonuje jednego obrotu wokół Słońca w ciągu 225 ziemskich dni i jednego obrotu wokół własnej osi w ciągu 243 ziemskich dni, co oznacza, że ​​jeden dzień na Wenus trwa dłużej niż rok.
8. Pierwsze obserwacje Wenus przez teleskop dokonał Galileo Galilei na początku XVII wieku.
9. Wenus nie ma naturalnych satelitów.
10. Wenus jest trzecim najjaśniejszym obiektem na niebie, po Słońcu i Księżycu.

Charakterystyka astronomiczna

Aphelium

Znaczenie nazwy planety Wenus

Wenus otrzymała swoją nazwę, podobnie jak większość innych planet, w czasach Starożytny Rzym. Ze względu na swoją urodę i blask na gwiaździstym niebie otrzymała imię wiecznie młodej i nieśmiałej bogini miłości - Wenus.

Właściwości fizyczne Wenus

Pierścienie i satelity

W XVII i XVIII wieku, ze względu na niedoskonałość sprzętu obserwacyjnego, różni astronomowie sugerowali obecność satelitów wokół Wenus. Jednak badania naukowe przeprowadzone przez statki kosmiczne i potężne teleskopy naziemne wykazały, że wokół Wenus nie ma satelitów ani pierścieni.

Cechy planety

Wenus i Ziemia są podobne pod względem wielkości, masy, gęstości materiału, z którego są wykonane i średniej odległości od Słońca, ale na tym kończą się ich podobieństwa.

Wenus pokryta jest grubą warstwą szybko erodującej atmosfery, tworząc spalony świat o temperaturach wystarczająco wysokich, aby stopić ołów i ciśnieniu powierzchniowym 90 razy większym niż na Ziemi. Ze względu na bliskość Ziemi, a także bardzo dużą zdolność chmur do odbijania światła słonecznego, Wenus jest najjaśniejszą planetą na niebie.

Podobnie jak Merkury, Wenus można obserwować podczas okresowych tranzytów na tle Słońca. Tranzyty te zachodzą parami, w odstępie około 100 lat. Od czasu wynalezienia teleskopu astronomowie mogli obserwować tranzyty w latach 1631 i 1639; 1761, 1769; 1874, 1882. Ostatnia zaobserwowana para tranzytów miała miejsce nie tak dawno temu - 8 czerwca 2004 i 6 czerwca 2012. Niestety ci, którzy cztery lata temu nie mieli czasu przyjrzeć się Wenus, będą musieli poczekać jeszcze około stu lat, gdyż następna para tranzytów nastąpi w latach 2117 i 2125.

Atmosfera Wenus składa się głównie z dwutlenku węgla, natomiast jej chmury składają się z kropelek kwasu siarkowego. Potwierdzono również obecność wody w atmosferze planety, ale w bardzo małych ilościach. Gęsta atmosfera planety pochłania ciepło słoneczne i nie oddaje go na zewnątrz, w wyniku czego powierzchnia planety nagrzewa się do bardzo wysokich temperatur – około 470°C. Sondy badawcze, które wylądowały na powierzchni Wenus, nie mogły pozostać w stanie użytkowym dłużej niż kilka godzin, po czym uległy zniszczeniu na skutek wysokiej temperatury i ciśnienia.

Rok na Wenus trwa około 225 ziemskich dni, natomiast pełny okres Rewolucja planety wokół siebie trwa około 243 dni ziemskich, co sprawia, że ​​dzień na Wenus jest niesamowicie długi i wynosi 117 dni. Wenus jest jedną z dwóch planet Układu Słonecznego (druga to Uran), której obrót wokół własnej osi jest przeciwny do obrotu pozostałych planet. Gdybyś odwiedził Wenus, zobaczyłbyś wschód słońca na zachodzie i zachód na wschodzie.

Podczas gdy planeta porusza się po swojej orbicie słonecznej, powoli obracając się wokół własnej osi Odwrotna strona w swojej atmosferze, już w kierunku przeciwnym do kierunku obrotu wokół własnej osi, atmosfera porusza się z niewiarygodną prędkością, krążąc wokół planety co cztery dni. Co jest źródłem tak potężnych huraganów w atmosferze planety, wciąż pozostaje tajemnicą dla naukowców.

Około 90% powierzchni Wenus pokrywa warstwa bazaltowej lawy. Niektórzy naukowcy sugerują, że aktywność wulkaniczna na planecie nadal trwa, ale nie znaleziono żadnych dowodów na poparcie tej teorii. Mała liczba kraterów uderzeniowych wskazuje na dość młodą powierzchnię planety – około 500 milionów lat.

Powierzchnię Wenus usianą jest ponad tysiącem wulkanów lub ośrodków wulkanicznych o średnicy ponad 20 kilometrów. Wypływy lawy wulkanicznej utworzyły długie, kręte kanały rozciągające się na setki kilometrów.

Wenus obejmuje dwa duże regiony wysokogórskie: „Krainę Isztar” położoną w północnym regionie polarnym planety i wielkością porównywalną z Australią oraz „Krainę Afrodyty” – pasmo górskie o długości ponad 10 000 kilometrów, położone wzdłuż równika. Góra Maxwell, najwyższa góra na Wenus, porównywalna wielkością do ziemskiego Everestu i położona na wschodnim krańcu „Krainy Isztar”.

Wenus ma żelazne jądro o promieniu około 3000 kilometrów, następnie płaszcz o szerokości około 3300 kilometrów i skorupę planetarną o grubości około 16 kilometrów. Planeta nie ma pola magnetycznego, na tej podstawie naukowcy doszli do wniosku, że w żelaznym jądrze nie zachodzi ruch naładowanych cząstek - prąd elektryczny, którego przepływ powoduje powstawanie pola magnetycznego. Dlatego jądro jest w stanie stałym.

Atmosfera planety

Pierwszy dowód na istnienie atmosfery na Wenus uzyskał rosyjski naukowiec M.V. Łomonosow 6 czerwca 1761 r., obserwując tranzyt planety na tle Słońca. Jednak jego skład, gęstość i inne cechy badano znacznie później.

Głównym składnikiem atmosfery Wenus, która rozciąga się na wysokość do 250 kilometrów, jest dwutlenek węgla. Jego odsetek wynosi około 96%. W porównaniu z Ziemią Wenus zawiera w swojej atmosferze 105 razy więcej gazu niż ziemska. Doprowadziło to do tego, że ciśnienie na powierzchni planety sięga 93 atmosfer, a tak wysoka zawartość dwutlenku węgla doprowadziła do powstania efektu cieplarnianego, w wyniku którego temperatura na powierzchni planety osiąga 475 ° C. .

Skład pokrywy chmur nie jest obecnie w pełni poznany, ale naukowcy sugerują, że może ona składać się z kropelek kwasu siarkowego oraz różnych związków chloru i siarki.

Jedną z niesamowitych cech atmosfery Wenus jest jej prędkość ruchu wokół planety, która jest około 60 razy większa niż prędkość obrotu samej planety wokół własnej osi. Naukowcy nie wiedzą, jaka jest siła napędowa powstawania i utrzymywania się tak gigantycznego huraganu planetarnego.

Oprócz silnych wiatrów aparat badawczy Venera-2 zarejestrował uderzenia piorunów na planecie dwa razy częściej niż na Ziemi. Ich źródłem nie jest woda, jak na innych planetach Układu Słonecznego, ale kropelki kwasu siarkowego, które tworzą zachmurzenie planety.

Przydatne artykuły, które odpowiedzą na najciekawsze pytania dotyczące Wenus.

Obiekty głębokiego kosmosu

Wenus jest drugą planetą w Układzie Słonecznym, która znajduje się najdalej od gwiazdy głównej. Często nazywana jest „bliźniaczą siostrą Ziemi”, ponieważ jest prawie identyczna z naszą planetą pod względem wielkości i jest jej sąsiadem, ale poza tym ma wiele różnic.

Ciało niebieskie zostało nazwane nazwany na cześć rzymskiej bogini płodności. W różnych językach tłumaczenia tego słowa są różne - istnieje takie znaczenie jak „miłosierdzie bogów”, hiszpańska „skorupa” i łacina - „miłość, urok, piękno”. Jedyna planeta w Układzie Słonecznym, zyskała prawo do miana pięknego kobiecego imienia, ponieważ w czasach starożytnych była jedną z najjaśniejszych na niebie.

Wymiary i skład, charakter gleby

Wenus jest sporo mniejsza od naszej planety – jej masa stanowi 80% masy Ziemi. Ponad 96% to dwutlenek węgla, reszta to azot i mała ilość inne połączenia. Zgodnie ze swoją strukturą atmosfera jest gęsta, głęboka i bardzo pochmurna i składa się głównie z dwutlenku węgla, dlatego powierzchnia jest słabo widoczna ze względu na specyficzny „efekt cieplarniany”. Ciśnienie jest tam 85 razy większe niż u nas. Skład powierzchni pod względem gęstości przypomina bazalty Ziemi, ale sam wyjątkowo suche ze względu na całkowity brak cieczy i wysokie temperatury. Skorupa ma grubość 50 kilometrów i składa się ze skał krzemianowych.

Badania naukowców wykazały, że na Wenus znajdują się złoża granitu, uranu, toru i potasu, a także skał bazaltowych. Górna warstwa gleby znajduje się blisko ziemi i powierzchnia jest usiana tysiącami wulkanów.

Okresy rotacji i obiegu, zmiany pór roku

Okres obrotu tej planety wokół własnej osi jest dość długi i wynosi około 243 dni ziemskich, przekraczając okres obrotu wokół Słońca, który wynosi 225 dni ziemskich. Zatem dzień wenusjański jest dłuższy niż jeden rok ziemski - to jest najdłuższy dzień na wszystkich planetach Układu Słonecznego.

Kolejną interesującą cechą jest to, że Wenus, w przeciwieństwie do innych planet w układzie, obraca się w przeciwnym kierunku - ze wschodu na zachód. Przy najbliższym podejściu do Ziemi przebiegły „sąsiad” obraca się cały czas tylko w jedną stronę, w przerwach wykonując 4 obroty wokół własnej osi.

Kalendarz okazuje się bardzo nietypowy: Słońce wschodzi na zachodzie, zachodzi na wschodzie i praktycznie nie ma zmiany pór roku ze względu na zbyt powolny obrót wokół siebie i ciągłe „pieczenie” ze wszystkich stron.

Wyprawy i satelity

Pierwszym statkiem kosmicznym wysłanym z Ziemi na Wenus był radziecki statek kosmiczny Venera 1, wystrzelony w lutym 1961 r., którego kursu nie udało się skorygować i przekroczył on granicę. Lot Marinera 2, który trwał 153 dni, okazał się bardziej udany i Satelita na orbicie ESA Venus Express przeleciał tak blisko, jak to możliwe, uruchomiona w listopadzie 2005 r.

W przyszłości, czyli w latach 2020-2025, amerykańska agencja kosmiczna planuje wysłać na Wenus zakrojoną na szeroką skalę wyprawę kosmiczną, która będzie musiała uzyskać odpowiedzi na wiele pytań, w szczególności dotyczących znikania oceanów z planety, aktywności geologicznej, cechy tamtejszej atmosfery i czynniki jej zmiany.

Ile trwa lot na Wenus i czy jest to możliwe?

Główna trudność lotu na Wenus polega na tym, że trudno jest powiedzieć statkowi, dokąd ma się udać, aby bezpośrednio dotrzeć do celu. Możesz poruszać się po orbitach przejściowych jednej planety na drugą, jakby ją dogonił. Dlatego małe i niedrogie urządzenie poświęci na to znaczną część swojego czasu. Żaden człowiek nigdy nie postawił stopy na tej planecie i jest mało prawdopodobne, że spodoba jej się ten świat nieznośnego upału i silnego wiatru. Czy to tylko przelot...

Na zakończenie raportu zwróćmy uwagę na jeszcze jeden ciekawy fakt: dzisiaj nic nie wiadomo o naturalnych satelitach ach Wenus. Nie ma też pierścieni, ale świeci tak jasno, że w bezksiężycową noc jest wyraźnie widoczny z zamieszkanej Ziemi.

Jeśli ta wiadomość była dla Ciebie przydatna, chętnie Cię zobaczę w grupie VKontakte. Dziękujemy również, jeśli klikniesz jeden z przycisków „Lubię to”:

Możesz zostawić komentarz do raportu.

Planeta Wenus dla dzieci

Według starożytnej mitologii greckiej Afrodyta jest boginią miłości i piękna.
Waga osoby na planecie Wenus
Czy bylibyście zainteresowani, ile każdy z was ważyłby na tej cudownej planecie? Na tej stronie znajdziesz odpowiedzi na wiele pytań. Jeśli chodzi o wagę, będziesz zaskoczony - pozostanie prawie taki sam jak na Ziemi, ponieważ rozmiary naszych planet są w przybliżeniu takie same, a jeśli ważysz 70 funtów (32 kg), to na Wenus będzie to 63 funty (29 kg).

Planeta Wenus
Dla naukowców na całym świecie planeta Wenus pozostaje najbardziej niepewną ze wszystkich planet w naszym Układzie Słonecznym. Posiadanie własnego szczególna atmosfera, kilkakrotnie większa niż gęstość atmosfery ziemskiej, planeta jest trudna do zbadania. A jednak naukowcom udało się niedawno „przebić” gęste warstwy chmur i sfotografować powierzchnię planety.Na powierzchni Wenus odkryto góry z uskokami i wiele wulkanów. Pomimo jego niedostępności, naukowcom udało się za pomocą nowoczesnych eksperymentów naukowo-technicznych i specjalne urządzenia poznać wiele tajemnic planety i jej sekretów. W latach 70-tych ubiegłego wieku w Związku Radzieckim, jak wcześniej nazywano nasz kraj, wystrzelono statki kosmiczne i wylądowały one na powierzchni tajemnicza planeta. I choć sondy naukowe wytrzymały zaledwie kilka godzin, bo panował tam ogromny upał, to naukowcy uzyskali dobre zdjęcia swoich badania naukowe. Następnie sondy stały się bezużyteczne ze względu na wysoką temperaturę powierzchni planety.

Siostra bliźniaczka naszej Ziemi
Skład planety Wenus, jej rozmiar, waga i gęstość są identyczne z tymi samymi parametrami naszej planety.

Wiadomość o Wenus

Mówiąc prościej, Wenus i Ziemia są siostrami, ponieważ są wykonane z podobnych materiałów i są w prawie równych proporcjach. Na powierzchni planet znajdują się te same góry, wulkany i piasek. Jednocześnie planety, uważane za siostry bliźniaczki, mają zupełnie inny charakter. Wenus jest z natury złą bliźniaczką, ponieważ jej gorąca powierzchnia jest śmiertelna dla wszystkich żywych istot. Na jego powierzchni można ugotować jedzenie w ciągu kilku minut. Nie ma absolutnie żadnego miejsca na świecie, w którym można by ukryć się przed upałem. Ponadto planeta ma w swojej atmosferze ogromną ilość dwutlenku węgla i dlatego jest uważana za wysoce toksyczną i nieodpowiednią do życia.
Dzieci o globalnym ociepleniu
Naukowcy twierdzą, że na początku, gdy tylko powstała, planeta Wenus była taka sama jak nasza. Jednak pod wpływem sił zewnętrznych działających w Kosmosie, po milionach lat jego bieg uległ zmianie i zbliżył się do Słońca. Temperatura na planecie jest znacznie wyższa niż na Ziemi, a woda paruje z jej powierzchni szybciej. Wzrasta ilość pary wodnej w atmosferze, a gazy cieplarniane pochłaniając powietrze, uniemożliwiają jego ucieczkę w przestrzeń kosmiczną. Dlatego naukowcy mówią o tym jako o globalnym ociepleniu planety, którego nie można zatrzymać.

Odległość od Słońca do Wenus

Który odległość Wenus od Słońca? To całkiem interesujące pytanie. Średnia odległość do Słońca wynosi 108 milionów km. Dokładniej, jest to 107 milionów km w peryhelium i 109 milionów km w aphelium.

Wszystkie planety poruszają się po ekscentrycznej orbicie. Im wyższa wartość mimośrodu, tym większa odległość między peryhelium a aphelium. Ekscentryczność orbity Wenus wynosi tylko 0,01. Rtęć ma najbardziej ekscentryczną orbitę i ekscentryczność orbity wynoszącą 0,205 i waha się w granicach 23 milionów km. Jest wiele innych interesujące fakty związany z Wenus; niektóre z nich są wymienione poniżej. Zachęcamy do porównania naszych danych z NASA lub odwiedzenia strony internetowej NASA, aby zapoznać się z innymi interesującymi faktami, które nie zostały tutaj wymienione.

Rok na Wenus jest podobny do ziemskiego i trwa 224,7 ziemskich dni, ale dzień na Wenus trwa w rzeczywistości bardzo, bardzo długo.

Planeta Wenus

Jeden dzień na planecie trwa około 117 dni ziemskich. Wenus jest drugim najjaśniejszym obiektem na nocnym niebie, z wartością 4,6. Tylko jaśniej Księżyc. Nawiasem mówiąc, Wenus obraca się w przeciwnym kierunku. Dlaczego obrót i orbita nie odpowiadają kierunkowi innych planet?

Wenus często nazywana jest siostrą Ziemia ze względu na podobny rozmiar, wagę i skład. Powierzchnię Wenus przesłaniają odblaskowe chmury kwasu siarkowego otaczające planetę. Oprócz odbijania światła widzialnego Wenus ma najgęstszą atmosferę w Układzie Słonecznym. Ciśnienie atmosferyczne na powierzchni planety jest 92 razy wyższa niż na Ziemi.

Duża część powierzchni planety powstała w wyniku procesów wulkanicznych. Jest tam kilka razy więcej wulkanów niż na Ziemi, ze 167 o średnicy ponad 100 km. Nie oznacza to, że Wenus jest bardziej aktywna wulkanicznie niż Ziemia – po prostu jej skorupa jest starsza. Skorupa ziemska ma średni wiek około 100 milionów lat, a wiek powierzchni Wenus szacuje się na 300-600 milionów lat. Kilka sond zarejestrowało dowody błyskawic i grzmotów w atmosferze Wenus. Ponieważ na Wenus nie ma deszczu, erupcje wulkanów najprawdopodobniej wywołały błyskawice.

Łatwo powiedzieć, jaka jest odległość Wenus od Słońca, ale nie da się odpowiedzieć na pytania dotyczące wewnętrznej budowy planety. Chociaż naukowcy wiedzą dużo o Wenus, wciąż pozostaje wiele tajemnic do odkrycia. Obecnie Venus Express codziennie wysyła z orbity wokół planety nowe dane do badań.

Wenus to planeta typu ziemskiego, druga co do odległości od Słońca. Ma podobne wymiary do naszej planety, ma w przybliżeniu taką samą grawitację i znajduje się na sąsiedniej orbicie (bliżej Słońca).

29 interesujących faktów na temat Wenus

Mając to wszystko na uwadze, Wenus często nazywana jest siostrą Ziemi. Młodsza siostra, bo ma dopiero około 500 milionów lat. Warto zauważyć, że jest to jedyna planeta, która otrzymała swoją nazwę na cześć żeńskiego bóstwa.

Charakterystyka Wenus

Waga i rozmiar.
Pod względem wielkości Wenus jest tylko nieznacznie gorsza od Ziemi - jej promień wynosi 6052 km (co stanowi około 95% promienia Ziemi).
Ma również mniejszą gęstość, dlatego masy planet różnią się nieco bardziej - Ziemia jest o 19% cięższa.

Orbita i rotacja.
Wenus porusza się na swojej orbicie z prędkością 35 km/s i wykonuje pełny obrót wokół Słońca w ciągu 225 dni. Całkiem do przyjęcia.
Ale planeta obraca się wokół własnej osi potwornie wolno – pełny obrót trwa 243 dni (dzień trwa dłużej niż rok!).

Struktura i skład.
Jądro planety składa się z żelaza i jest w stanie stałym (takie założenie przyjęto, ponieważ Wenus nie posiada pola magnetycznego, co oznacza, że ​​w jądrze nie ma ruchu naładowanych cząstek).
Stosunkowo jednolita warstwa krzemianu, płaszcz, rozciąga się od rdzenia do samej powierzchni.
Cóż, grubość skorupy wynosi około 16 kilometrów.

Informacje ogólne

Pomimo pewnych podobieństw z naszą planetą, Wenus różni się również pod wieloma względami.
Na początek jest to teren - jest bardzo ponury i pusty, złożony z płytowatych skał. Na powierzchni nie ma wody. Uważa się, że wyparował pod wpływem ekstremalnych temperatur (kiedyś na powierzchni były oceany).
Należy również zauważyć, że na planecie panuje ogromne ciśnienie atmosferyczne - 92 razy większe niż na Ziemi!

Atmosfera.
Atmosfera składa się prawie wyłącznie z dwutlenku węgla – około 96%. Chmury kwasu siarkowego unoszą się w powietrzu, całkowicie zakrywając powierzchnię planety.
Jednocześnie Wenus stale traci tlen i wodór (po prostu wyparowują w przestrzeń międzygwiazdową), dlatego warunki na planecie nie poprawiają się.

Klimat.
Temperatury na powierzchni planety są bardzo wysokie – około +475°C. Wśród planet Układu Słonecznego Wenus jest najgorętsza. Wynika to z atmosfery - jest ona bardzo gęsta i dlatego powoduje efekt cieplarniany.

• — Atmosfera Wenus stale obraca się wokół planety z prędkością około 130 m/s. Uważa się, że jest zamieszana w jakiś ogromny huragan. Nie udało się dotychczas znaleźć innego zrozumiałego wyjaśnienia tego zjawiska.
• — Młodsza siostra Ziemi nie ma satelitów.
• — Wenus można zobaczyć z Ziemi gołym okiem zaraz po zachodzie słońca i przed wschodem słońca. Na niebie jest tylko nieco większa i jaśniejsza od gwiazd.

Nazwana na cześć bogini miłości, planeta Wenus zawsze przyciągała uwagę ludzi. Patrząc w niebo, Wenus można łatwo zobaczyć w godzinach porannych i wieczornych (nie wznosi się wysoko nad horyzontem Ziemi), ale jest najjaśniejszą spośród gwiazd, jej jasność wynosi -4,4-4,8. Wenus jest drugą po Merkurym planetą najbliższą Słońcu i planetą najbliższą Ziemi. Pod wieloma względami: średnicą, masą, grawitacją i podstawowym składem Wenus jest bardzo podobna do naszej planety, tylko trochę mniejsza. Przez pewien czas wierzono, że istnieje tam życie, tak jak na naszej planecie, z morzami i oceanami, z lądami i lasami. Jest klasyfikowana jako planeta podobna do Ziemi. Chciałbym zauważyć, że Wenus zawsze była jedną z najbardziej ukochanych planet Ziemian, dlatego nadali jej piękne żeńskie imię, komponowali o niej mity, wiersze i piosenki, porównując ją z najpiękniejszych i najbardziej tajemniczych obrazów.

Podstawowe informacje o Wenus.

Promień Wenus wynosi 6051,8 km.
Waga – 4,87 10²⁴kg.
Gęstość – 5,25 g/cm3.
Przyspieszenie grawitacyjne -8,87 m/s.
Druga prędkość ucieczki wynosi 10,46 km/s. Orbita jest okrągła, ekscentryczność wynosi tylko 0,0068 i jest najmniejsza wśród planet Układu Słonecznego.
Odległość planety od Słońca wynosi 108,2 miliona km.
Odległość do Ziemi: 40 - 259 milionów km.
Okres obiegu wokół Słońca (okres gwiazdowy) wynosi 224,7 dni, a średnia prędkość orbitalna wynosi 35,03 km/s.
Właściwy obrót wynosi 243 ziemskie dni.
Okres synodyczny wynosi 583,92 dni.
Odchylenie osi obrotu od prostopadłej do płaszczyzny ekliptyki -3,39 stopnia
Planeta obraca się w innym kierunku niż Ziemia i inne planety (z wyjątkiem Urana).
Obrót wokół własnej osi trwa 243,02 dni.
Długość dnia słonecznego na planecie wynosi 15,8 dnia ziemskiego.
Kąt nachylenia równika do orbity wynosi 177,3 stopnia.

Orbita Wenus.

Orbita Wenus jest prosta (prawie okrągła), a jednocześnie bardzo wyjątkowa w Układzie Słonecznym. Ma najmniejszy mimośród (jak zauważono powyżej, równy 0,0068). Ale najbardziej znaczącą i tajemniczą cechą jest to, że obraca się wokół własnej osi w kierunku przeciwnym do swojej orbity wokół Słońca. Jest to rzadkie zjawisko w charakterystyce planet Układu Słonecznego (z wyjątkiem Urana), które ma tę samą charakterystyczną cechę. Obraca się wokół osi ze wschodu na zachód. Jeśli spojrzeć z bieguna północnego, obraca się on na swojej orbicie zgodnie z ruchem wskazówek zegara, chociaż wszystkie pozostałe planety w naszym układzie obracają się w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara. Dlaczego tak się dzieje, pozostaje tajemnicą na obecnym etapie rozwoju nauki. Rozbieżność w kierunku ruchu planety wokół własnej osi na orbicie daje nam długość dnia na Wenus (116,8 razy dłuższą niż na naszej Ziemi), dlatego też Słońce wschodzi i zachodzi tam tylko dwa razy w roku. Dzień (tj. dzień i noc) równa się 58,4 ziemskim dniom. Planeta okrąża Słońce w 224,7 dni (okres gwiazdowy) z prędkością 34,99 km/s, wykonując własny obrót wokół własnej osi przez 243 dni (dzień Ziemi). Planeta ma swój własny niezwykły kalendarz, w którym rok trwa krócej niż jeden dzień. Ze względu na niewielkie nachylenie płaszczyzny orbity do płaszczyzny równikowej na Wenus praktycznie nie występują zmiany sezonowe. Dzięki temu, że orbita Wenus znajduje się pomiędzy orbitami Merkurego i naszej planety, a bliżej Słońca niż my, Ziemianie mogą obserwować zmianę faz na Wenus, podobnie jak na Księżycu. Po raz pierwszy taką zmianę faz zaobserwował w 1610 roku Galileusz, po wynalezieniu teleskopu i podczas obserwacji Wenus. Ale przy dobrej bezchmurnej pogodzie, podczas największego zbliżenia Wenus do Ziemi i bez teleskopu, można zobaczyć na niebie sierp Wenus. Planetę można obserwować przez krótki czas, jedynie w okresie po zachodzie słońca, a następnie przed wschodem słońca, ponieważ jej orbita znajduje się w odległości nie większej niż 48 stopni od Słońca. W gorszej koniunkcji z Ziemią Wenus zawsze jest zwrócona w jedną stronę.

Atmosfera i klimat.

Łomonosow po raz pierwszy wspomniał o atmosferze Wenus w 1761 r. Obserwował jego przejście przez dysk słoneczny i zauważył małe halo wokół planety podczas wchodzenia i wychodzenia z dysku słonecznego. Następnie, dzięki badaniom, odkryto, że planeta posiada bardzo silną atmosferę, mającą prawie 92 razy większą masę niż ziemska. Jest to najpotężniejsza atmosfera wśród planet podobnych do Ziemi. Czasem osiąga 119 barów (w Kanionie Diana).

Planeta Wenus – ciekawostki

Ze względu na ogromny efekt cieplarniany i bliskość Słońca temperatura na dnie atmosfery jest bardzo wysoka, a na powierzchni często sięga 470-530⁰C, a dobowe wahania spowodowane dużym efektem cieplarnianym są nieznaczne. Cała powierzchnia Wenus jest ukryta za grubymi, gęstymi chmurami (prawdopodobnie zbudowanymi z kwasu siarkowego!); na powierzchni tej planety nigdy nie ma pogodnych dni. Dzięki nowoczesnym badaniom ustalono, że w atmosferze dominuje dwutlenek węgla (jego zawartość wynosi 97%). Wynika to z faktu, że nie zachodzą procesy wymiany węgla i nie ma procesów życiowych, które przetwarzałyby ten gaz na biomasę. Atmosfera zawiera także azot – 4%, parę wodną (około 0,05%), tysięczne części tlenu, a także SO2, H2S, CO, HF, HCL. Promienie słoneczne przenikają przez atmosferę tylko częściowo i głównie w postaci promieniowania rozproszonego wielokrotnego użytku. Widoczność jest w przybliżeniu taka sama jak w pochmurny dzień na Ziemi.
Klimat Wenus charakteryzuje się prawie brakiem zmian sezonowych. Temperatura jest bardzo wysoka, wyższa niż Merkury i sięga 500 stopni Celsjusza ze względu na efekt cieplarniany. Chmury znajdują się na wysokości 30-50 km i mają kilka warstw. Badając chmury światłem ultrafioletowym odkryli, że chmury przemieszczają się w rejonie równika ze wschodu niemal prosto na zachód przez okres 4 dni, a na poziomie chmur wielowarstwowych wieją silne wiatry z prędkością 100 m/s. sek. i więcej. Naukowcy doszli do wniosku, że znajduje się nad planetą. na górnych granicach chmur szaleje jeden ogólny huragan, chociaż na samej powierzchni planety wiatr słabnie do 1 m/s. Uważa się, że możliwe są kwaśne deszcze. Zidentyfikowano dużą liczbę burz, prawie dwa razy więcej niż na Ziemi. Ich pochodzenie nie zostało jeszcze ustalone. Pole magnetyczne planety jest bardzo słabe, ale ze względu na bliskość Słońca i dużą siłę grawitacji wpływy pływowe są bardzo znaczące. i w tych miejscach panuje duże natężenie pola elektrycznego (więcej niż na Ziemi).
Niebo nad twoją głową na planecie żółty kolor z zielonkawym odcieniem, ponieważ atmosfera i dwutlenek węgla prawie nie przepuszczają promieni o innym widmie.

Struktura wewnętrzna i powierzchnia Wenus.

Dziś za najbardziej miarodajny model wewnętrznej budowy Wenus naukowcy uważają najpowszechniejszy, klasyczny model, składający się z trzech powłok: cienkiej skorupy (o grubości około 14-16 km i gęstości 2,7 g/cm3), płaszcza ze stopionego krzemianu i stałego żelaznego rdzenia, w którym nie ma ruchu płynnych mas, co prowadzi do bardzo małego pola magnetycznego. Zakłada się, że masa jądra stanowi 30% całkowitej masy planety. Środek masy planety względem jej środka geometrycznego jest znacznie przesunięty, o około 430 km.
Dzięki badaniom statków kosmicznych powstała mapa powierzchni Wenus. Planeta wygląda jak sucha, całkowicie pozbawiona wody i bardzo gorąca pustynia z niestabilnymi zmarszczkami. 85% powierzchni to równiny. Podwyżki stanowią 10%. Największe wzniesienia to płaskowyż Isztar i płaskowyż Afrodyty, wzniesione 3-5 km powyżej średniego poziomu równiny. Nazywa się je także krainą Isztar i Afrodyty lub kontynentami.Najwyższą górą jest Maxwell na płaskowyżu Isztar, osiągająca wysokość 12 km. Istnieje również wiele dużych wnęk prawidłowych Okrągły kształt o średnicy od 10 do 200 km. Kraterów uderzeniowych jest stosunkowo niewiele, jest ich około 1000. Ich wnętrze wypełnione jest lawą, a czasami wystają płatki fragmentów pokruszonej skały, które wyleciały w górę. Wokół kraterów często widoczna jest sieć małych pęknięć w skorupie ziemskiej. W skorupie znajdują się również kratery, rowki i linie wulkaniczne. i całe rzeki bazaltowej lawy. Wszystko to mówi o wcześniejszej aktywności tektonicznej na planecie. Należy powiedzieć, że w tym okresie badań statku kosmicznego na planecie nie zarejestrowano żadnej aktywności wulkanicznej ani tektonicznej.

Podczas lądowania statku kosmicznego zarejestrowano powierzchnię gleby w postaci gładkich skalistych fragmentów skał bazaltowych o średniej wielkości do 1 metra. Znając w przybliżeniu częstotliwość bombardowań planet przez asteroidy, komety i meteoryty, można określić wiek planety. Według tych danych Wenus ma 0,5 - 1 milion. lata. Zasady nazewnictwa rzeźby powierzchni Wenus zostały zatwierdzone w 1985 roku przez XIX Zgromadzenie Międzynarodowej Unii Astronomicznej. Otrzymano małe kratery imiona żeńskie: Katya, Olya itp., duże - nazwane na cześć znane kobiety, wzgórza i płaskowyże otrzymały imiona bogiń, bruzdy i linie nadano imiona wojowniczek. To prawda, jak zawsze, są wyjątki, takie jak regiony Mount Maxwell, Alpha i Beta.
Niestety piękna i najjaśniejsza srebrno-biała planeta pozostaje dla nas tajemnicza i tajemnicza. Głównym odkryciem nauki jest to, że Wenus jest martwa, opuszczona, nie ma na niej wody, a powierzchnia jest bardzo gorąca.

Kosmos i jego tajemnice

Orbita Wenus, odległość od Ziemi

Wenus należy do planet ziemskich i jest drugą planetą Układu Słonecznego. Oznacza to, że jest bliżej Słońca niż nasza rodzima niebieska planeta. Orbita Wenus jest prawie okrągła, jej mimośród wynosi zaledwie 0,0068, dlatego odległość do gwiazdy nieznacznie się zmienia. Jego średnia wartość wynosi 108,21 mln km. Ale odległość od Ziemi do Wenus nie jest stała. Jego wartość stale się zmienia w zależności od położenia planet na ich orbitach.

Planeta Wenus: ciekawe dane i fakty

Dlatego istnieją odległości minimalne i maksymalne. Minimalna odległość między Ziemią a Wenus wynosi 38 milionów km. Dzieje się tak średnio co 584 dni. Jednocześnie ze względu na zmniejszenie mimośrodu orbity Ziemi w odległej przyszłości minimalna odległość wzrośnie. Jeśli chodzi o maksymalną odległość, to tak 261 milionów km. W tym przypadku nie ma niebieskiej planety i Wenus różne strony od Słońca, ale w najbardziej odległych punktach ich orbit.

Warto zauważyć, że wszystkie planety Układu Słonecznego obracają się wokół Słońca w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara, patrząc z północnego bieguna Ziemi. Ponadto większość planet obraca się wokół swoich osi w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara. Ale Wenus podlega rotacji wstecznej. Obraca się wokół własnej osi zgodnie z ruchem wskazówek zegara.

Dokonuje jednego obrotu wokół Słońca w ciągu 224,7 dni z prędkością 35,02 km/s. Ale jego obrót wokół własnej osi odpowiada 243 ziemskim dniom przy prędkości równikowej 6,52 km/h. Wskaźnik ten jest uważany za najwolniejszy w obserwowalnej przestrzeni. Dzień słoneczny na planecie odpowiada 117 dniom ziemskim. Dla porównania, dzień słoneczny na Merkurym (1. planecie Układu Słonecznego) trwa 176 ziemskich dni.

Są to cechy orbity Wenus. Warto również zauważyć, że długość roku wenusjańskiego jest krótsza niż długość dnia wenusjańskiego. Natomiast okres synodyczny wynosi 584 dni – czas pomiędzy kolejnymi koniunkcjami Wenus ze Słońcem, obserwowany z Ziemi. Jeśli obserwujesz Słońce z powierzchni planety, wzejdzie ono na zachodzie i zajdzie na wschodzie. Jednak chmury otaczające Wenus nie pozwolą zobaczyć gwiazdy.

Druga planeta Układu Słonecznego nie ma naturalnych satelitów. Zakłada się, że Wenus miała swój własny księżyc miliardy lat temu. Ale potem na planetę spadł ogromny meteoryt i zmienił swój obrót. Następnie satelita zaczął zbliżać się do Wenus i zderzył się z nią. Istnieją również spekulacje, że brak księżyców wynika z silnych sił pływowych Słońca. Destabilizują duże obiekty kosmiczne i uniemożliwiają im obrót wokół drugiej planety.

Omawiane ciało kosmiczne znajduje się bliżej Słońca niż Ziemia, zatem orbita Wenus umożliwia obserwowanie z Ziemi przejścia drugiej planety przez tarczę Słońca. Jednocześnie wygląda jak mały czarny dysk na tle świecącej gwiazdy. Ale zjawisko to można zaobserwować bardzo rzadko. W ciągu 243 lat następuje 1 cykl. Składa się z par tranzytów oddalonych od siebie o 8 lat i w odstępach 105,5 lub 121,5 lat.

Ten kosmiczny efekt po raz pierwszy zaobserwował 4 grudnia 1639 roku angielski astronom Jeremiasz Horrocks. A w przyszłości ludzie będą obserwować kolejną parę tranzytów w grudniu 2117 i 1125.

6 czerwca 1761 r. Michaił Łomonosow był także świadkiem pojawienia się Wenus na Słońcu. Oprócz niego świadkami tego zjawiska było ponad stu astronomów na całym świecie. Niektórzy z nich postanowili wykorzystać ten efekt do obliczenia odległości Ziemi od Wenus i Słońca.

Ale z całej tej masy specjalistów tylko Łomonosow zauważył jasną obwódkę wokół planety. Pojawił się, gdy planeta weszła w dysk słoneczny, a następnie efekt ten powtórzył się, gdy planeta zeszła z dysku słonecznego. Rosyjski naukowiec doszedł do wniosku, że ta obwódka wskazuje na obecność gęstej atmosfery na planecie. Później okazało się, że Łomonosow się nie mylił.

Władysław Iwanow

Planeta Wenus

Ogólne informacje o planecie Wenus. Siostra Ziemi

Ryc.1 Wenus. Zdjęcie MESSENGERA z 14 stycznia 2008. Źródło: NASA/Laboratorium Fizyki Stosowanej Uniwersytetu Johnsa Hopkinsa/Instytut Carnegie w Waszyngtonie

Wenus to druga planeta od Słońca, pod względem wielkości, grawitacji i składu bardzo podobna do naszej Ziemi. Jednocześnie jest po Słońcu i Księżycu najjaśniejszym obiektem na niebie, osiągającym jasność -4,4mag.

Planeta Wenus została bardzo dobrze zbadana, ponieważ odwiedziło ją kilkanaście statków kosmicznych, ale astronomowie wciąż mają pewne pytania. Oto tylko kilka z nich:

Pierwsze z pytań dotyczy obrotu Wenus: jej prędkość kątowa jest dokładnie taka, że ​​podczas koniunkcji dolnej Wenus jest cały czas zwrócona w stronę Ziemi tą samą stroną. Przyczyny takiej zgodności między obrotem Wenus a ruchem orbitalnym Ziemi nie są jeszcze jasne...

Drugie pytanie dotyczy źródła ruchu atmosfery Wenus, która jest ciągłym gigantycznym wirem. Co więcej, ruch ten jest bardzo mocny i charakteryzuje się niesamowitą stałością. Jakie siły tworzą wir atmosferyczny o takich wymiarach, nie jest znane?

I ostatnie, trzecie pytanie - czy na planecie Wenus istnieje życie? Faktem jest, że na wysokości kilkudziesięciu kilometrów w warstwie chmur Wenus obserwuje się warunki całkiem odpowiednie do życia organizmów: niezbyt wysoka temperatura, odpowiednie ciśnienie itp.

Warto zauważyć, że jeszcze pół wieku temu pytań związanych z Wenus było znacznie więcej. Astronomowie nie wiedzieli nic o powierzchni planety, nie znali składu jej niesamowitej atmosfery, nie znali właściwości jej magnetosfery i wiele więcej. Wiedzieli jednak, jak znaleźć Wenus na nocnym niebie, obserwować jej fazy związane z ruchem planety wokół Słońca itp. O tym, jak prowadzić takie obserwacje, przeczytasz poniżej.

Obserwowanie planety Wenus z Ziemi

Ryc.2 Widok planety Wenus z Ziemi. Źródło: Karol Łakomiak

Ponieważ Wenus znajduje się bliżej Słońca niż Ziemia, nigdy nie wydaje się od niej zbyt daleko: maksymalny kąt między nią a Słońcem wynosi 47,8°. Ze względu na takie szczególne położenie na ziemskim niebie Wenus osiąga maksymalną jasność na krótko przed wschodem słońca lub jakiś czas po zachodzie słońca. W ciągu 585 dni okresy jej widoczności wieczornej i porannej zmieniają się naprzemiennie: na początku tego okresu Wenus widoczna jest tylko rano, następnie - po 263 dniach zbliża się bardzo blisko Słońca, a jej jasność spada nie pozwalać na oglądanie planety przez 50 dni; potem następuje okres wieczornej widoczności Wenus, trwający 263 dni, aż planeta ponownie zniknie na 8 dni, znajdując się pomiędzy Ziemią a Słońcem. Następnie naprzemienność widoczności powtarza się w tej samej kolejności.

Planetę Wenus łatwo rozpoznać, ponieważ na nocnym niebie jest najjaśniejszą po Słońcu i Księżycu gwiazdą, osiągającą maksymalnie -4,4 magnitudo. Charakterystyczną cechą planety jest jej gładki biały kolor.

Ryc.3 Zmiana faz Wenus. Źródło: strona internetowa

Obserwując Wenus, nawet przez mały teleskop, można zobaczyć, jak zmienia się oświetlenie jej dysku w czasie, tj. następuje zmiana faz, którą po raz pierwszy zaobserwował Galileusz Galilei w 1610 roku. Przy najbliższym podejściu do naszej planety tylko niewielka część Wenus pozostaje uświęcona i przybiera postać cienkiego sierpa. Orbita Wenus w tym czasie przebiega pod kątem 3,4° do orbity Ziemi, tak że zwykle przechodzi tuż nad lub tuż pod Słońcem w odległości do osiemnastu średnic Słońca.

Ale czasami obserwuje się sytuację, w której planeta Wenus znajduje się w przybliżeniu na tej samej linii między Słońcem a Ziemią, i wówczas można zaobserwować niezwykle rzadkie zjawisko astronomiczne - przejście Wenus przez tarczę Słońca, w którym planeta ma postać małej ciemnej „plamki” o średnicy 1/30 Słońca.

Ryc.4 Tranzyt Wenus przez tarczę Słońca. Zdjęcie z satelity NASA TRACE, 6 sierpnia 2004. Źródło: NASA

Zjawisko to występuje około 4 razy w ciągu 243 lat: najpierw obserwuje się 2 przejścia zimowe z częstotliwością 8 lat, następnie trwa okres 121,5 lat i kolejne 2, tym razem letnie, z tą samą częstotliwością 8 lat. Zimowe tranzyty Wenus będą wówczas widoczne dopiero po 105,8 latach.

Należy zauważyć, że jeśli czas trwania 243-letniego cyklu jest wartością stosunkowo stałą, to okresowość między zimowymi i letnimi tranzytami w jego obrębie zmienia się z powodu małych rozbieżności w okresach powrotu planet do punktów połączenia ich orbit .

Tak więc do 1518 roku wewnętrzna sekwencja tranzytów Wenus wyglądała następująco: „8-113,5-121,5”, a przed 546 rokiem było 8 tranzytów, których przerwy wynosiły 121,5 lat. Obecna sekwencja pozostanie do roku 2846, po czym zostanie zastąpiona inną: „105,5-129,5-8”.

Ostatni tranzyt planety Wenus, trwający 6 godzin, zaobserwowano 8 czerwca 2004 r., następny nastąpi 6 czerwca 2012 r. Potem nastąpi przerwa, której koniec nastąpi dopiero w grudniu 2117 roku.

Historia eksploracji planety Wenus

Ryc.5 Ruiny obserwatorium w mieście Chichen Itza (Meksyk). Źródło: wikipedia.org.

Planeta Wenus wraz z Merkurym, Marsem, Jowiszem i Saturnem była znana ludziom epoki neolitu (nowej epoki kamienia). Planeta była dobrze znana starożytnym Grekom, Egipcjanom, Chińczykom, mieszkańcom Babilonu i Ameryki Środkowej oraz plemionom północnej Australii. Ale ze względu na specyfikę obserwacji Wenus tylko rano lub wieczorem, starożytni astronomowie wierzyli, że widzą zupełnie inne ciała niebieskie i dlatego poranną Wenus nazywali jednym imieniem, a wieczorną Wenus innym. W ten sposób Grecy nadali nazwę Vesper wieczornej Wenus, a Fosfor porannej Wenus. Starożytni Egipcjanie nadali planecie dwie nazwy: Tayoumutiri – poranna Wenus i Owaiti – wieczorna Wenus. Indianie Majowie nazywali Wenus Noh Ek – „Wielką Gwiazdę” lub Xux Ek – „Gwiazdą Osy” i wiedzieli, jak obliczyć jej okres synodyczny.

Pierwszymi ludźmi, którzy zrozumieli, że poranna i wieczorna Wenus to ta sama planeta, byli greccy pitagorejczycy; nieco później inny starożytny Grek, Heraklides z Pontu, zasugerował, że Wenus i Merkury krążą wokół Słońca, a nie Ziemi. Mniej więcej w tym samym czasie Grecy nadali planecie imię bogini miłości i piękna Afrodyty.

Ale planeta, znana współczesnym ludziom, otrzymała od Rzymian nazwę „Wenus”, którzy nazwali ją na cześć bogini patronki całego narodu rzymskiego, która zajmowała to samo miejsce w mitologii rzymskiej, co Afrodyta po grecku.

Jak widać, starożytni astronomowie jedynie obserwowali planetę, jednocześnie obliczając synodyczne okresy rotacji i sporządzając mapy gwiaździstego nieba. Podejmowano także próby obliczenia odległości Ziemi od Słońca poprzez obserwację Wenus. Aby to zrobić, konieczne jest, gdy planeta przechodzi bezpośrednio między Słońcem a Ziemią, stosując metodę paralaksy, aby zmierzyć niewielkie różnice w czasie rozpoczęcia lub zakończenia przejścia w dwóch dość odległych punktach naszej planety. Odległość między punktami jest następnie wykorzystywana jako długość podstawy do określenia odległości do Słońca i Wenus za pomocą metody triangulacji.

Historycy nie wiedzą, kiedy astronomowie po raz pierwszy zaobserwowali przejście planety Wenus przez dysk Słońca, ale znają imię osoby, która jako pierwsza przewidziała takie przejście. To niemiecki astronom Johannes Kepler przewidział upływ roku 1631. Jednak w przewidywanym roku, z powodu pewnej niedokładności prognozy Keplera, nikt nie zaobserwował przejścia w Europie...

Ryc. 6 Jerome Horrocks obserwuje przejście planety Wenus przez tarczę Słońca. Źródło: wikipedia.org.

Jednak inny astronom, Jerome Horrocks, po udoskonaleniu obliczeń Keplera, odkrył dokładne okresy powtarzalności tranzytów i 4 grudnia 1639 roku ze swojego domu w Much Hoole w Anglii mógł na własne oczy zobaczyć przejście Wenus za dyskiem Słońca.

Za pomocą prostego teleskopu Horrocks rzucił dysk słoneczny na tablicę, gdzie obserwator mógł bezpiecznie zobaczyć wszystko, co działo się na tle dysku słonecznego. A o 15:15, zaledwie pół godziny przed zachodem słońca, Horrocks w końcu zobaczył przewidywane przejście. Korzystając ze swoich obserwacji, angielski astronom próbował oszacować odległość Ziemi od Słońca, która okazała się równa 95,6 mln km.

W 1667 roku Giovanni Domenico Cassini podjął pierwszą próbę określenia okresu obrotu Wenus wokół własnej osi. Uzyskana przez niego wartość była bardzo odległa od rzeczywistej i wyniosła 23 godziny 21 minut. Wynikało to z faktu, że Wenus trzeba było obserwować tylko raz dziennie i tylko przez kilka godzin. Kierując teleskop na planetę przez kilka dni i widząc cały czas ten sam obraz, Cassini doszedł do wniosku, że planeta Wenus dokonała pełnego obrotu wokół swojej osi.

Po obserwacjach Horrocks i Cassini oraz znając obliczenia Keplera, astronomowie na całym świecie z niecierpliwością czekali na kolejną okazję do obserwacji tranzytu Wenus. I taka szansa pojawiła się przed nimi w 1761 roku. Wśród astronomów, którzy prowadzili obserwacje, był nasz rosyjski naukowiec Michaił Wasiljewicz Łomonosow, który odkrył jasny pierścień wokół ciemnego dysku Wenus, gdy planeta wchodziła do dysku słonecznego, a także podczas jego opuszczania. Łomonosow wyjaśnił zaobserwowane zjawisko, które później nazwano jego imieniem („zjawisko Łomonosowa”), obecnością na Wenus atmosfery, w której załamywane są promienie słoneczne.

Osiem lat później obserwacje kontynuowali angielski astronom William Herschel i niemiecki astronom Johann Schröter, którzy po raz drugi „odkryli” atmosferę Wenus.

W latach 60. XIX wieku astronomowie zaczęli podejmować próby określenia składu odkrytej atmosfery Wenus, a przede wszystkim określenia w niej obecności tlenu i pary wodnej za pomocą analizy spektralnej. Nie znaleziono jednak ani tlenu, ani pary wodnej. Po pewnym czasie, już w XX wieku, wznowiono próby znalezienia „gazów życia”: obserwacje i badania prowadzili A. A. Belopolsky w Pułkowie (Rosja) i Vesto Melvin Slifer w Flagstaff (USA).

W tym samym XIX w. Włoski astronom Giovanni Schiaparelli ponownie próbował ustalić okres obrotu Wenus wokół własnej osi. Zakładając, że obrót Wenus do Słońca jest zawsze jednostronny, związany z jej bardzo powolnym obrotem, ustalił okres jej obrotu wokół własnej osi na 225 dni, czyli o 18 dni mniej niż rzeczywisty.

Ryc. 7 Obserwatorium Mount Wilson. Źródło: MWOA

W 1923 roku Edison Pettit i Seth Nicholson z Obserwatorium Mount Wilson w Kalifornii (USA) rozpoczęli pomiary temperatury górnych chmur Wenus, co następnie przeprowadziło wielu naukowców. Dziewięć lat później amerykańscy astronomowie W. Adams i T. Denham w tym samym obserwatorium odkryli w widmie Wenus trzy pasma należące do dwutlenku węgla (CO 2). Natężenie pasm doprowadziło do wniosku, że ilość tego gazu w atmosferze Wenus jest wielokrotnie większa niż jego zawartość w atmosferze ziemskiej. W atmosferze Wenus nie znaleziono żadnych innych gazów.

W 1955 roku William Sinton i John Strong (USA) zmierzyli temperaturę warstwy chmur na Wenus, która okazała się wynosić -40°C, a w pobliżu biegunów planety jeszcze niższą.

Oprócz Amerykanów radzieccy naukowcy N.P. Barabaszow, V.V. byli zaangażowani w badanie warstwy chmur drugiej planety od Słońca. Szaronow i V.I. Yezersky, francuski astronom B. Liot. Ich badania, a także opracowana przez Sobolewa teoria rozpraszania światła przez gęste atmosfery planetarne wykazały, że wielkość cząstek obłoków Wenus wynosi około jednego mikrometra. Naukowcy musieli jedynie poznać naturę tych cząstek i dokładniej zbadać całą grubość warstwy chmur Wenus, a nie tylko jej górną granicę. W tym celu konieczne było wysłanie na planetę stacji międzyplanetarnych, które następnie zostały stworzone przez naukowców i inżynierów z ZSRR i USA.

Pierwszym statkiem kosmicznym wystrzelonym na planetę Wenus była Venera 1. Wydarzenie to miało miejsce 12 lutego 1961 r. Jednak po pewnym czasie komunikacja z urządzeniem została utracona i Venera-1 weszła na orbitę jako satelita Słońca.

Ryc. 8 „Venera-4”. Źródło: NSSDC

Ryc. 9 „Venera-5”. Źródło: NSSDC

Kolejna próba również nie powiodła się: aparat Venera-2 przeleciał na odległość 24 tys. Km. z planety. Tylko Venera 3, wystrzelona przez Związek Radziecki w 1965 roku, była w stanie stosunkowo blisko planety, a nawet wylądować na jej powierzchni, co ułatwił specjalnie zaprojektowany lądownik. Jednak z powodu awarii systemu sterowania stacją nie otrzymano żadnych danych o Wenus.

2 lata później – 12 czerwca 1967 roku na planetę wyruszyła Venera-4, również wyposażona w moduł opadania, którego celem było badanie właściwości fizycznych i składu chemicznego atmosfery Wenus za pomocą 2 termometrów oporowych, termometru barometrycznego czujnik, jonizacyjny miernik gęstości atmosferycznej oraz 11 wkładów - analizatory gazów. Urządzenie osiągnęło swój cel poprzez stwierdzenie obecności ogromnej ilości dwutlenku węgla, słabego pola magnetycznego otaczającego planetę i braku pasów radiacyjnych.

W 1969 roku w odstępie zaledwie 5 dni na Wenus od razu poleciały 2 stacje międzyplanetarne o numerach seryjnych 5 i 6.

Ich pojazdy zniżające, wyposażone w nadajniki radiowe, wysokościomierze radiowe i inny sprzęt naukowy, podczas opadania przekazywały informacje o ciśnieniu, temperaturze, gęstości i składzie chemicznym atmosfery. Okazało się, że ciśnienie atmosfery Wenus sięga 27 atmosfer; Nie udało się ustalić, czy może ona przekroczyć określoną wartość: pojazdy zjazdowe po prostu nie zostały zaprojektowane na wyższe ciśnienie. Temperatura atmosfery Wenus podczas opadania statku kosmicznego wahała się od 25° do 320°C. W składzie atmosfery dominował dwutlenek węgla z niewielką ilością azotu, tlenu i domieszka pary wodnej.

Ryc. 10 Marynarz 2. Źródło: NASA/JPL

Oprócz statku kosmicznego Związku Radzieckiego, planetę Wenus badały amerykańskie statki kosmiczne z serii Mariner, z których pierwszy z numerem seryjnym 2 (nr 1 uległ wypadkowi przy starcie) przeleciał obok planety w grudniu 1962 r., ustalając temperaturę jego powierzchni. Podobnie, podczas przelotu obok planety w 1967 roku, Wenus została zbadana przez inny amerykański statek kosmiczny, Mariner 5. Realizując swój program, piąty Mariner potwierdził przewagę dwutlenku węgla w atmosferze Wenus i odkrył, że ciśnienie w grubości tej atmosfery może sięgać 100 atmosfer, a temperatura - 400°C.

Należy zauważyć, że badania planety Wenus w latach 60. też przyszedł z Ziemi. W ten sposób, korzystając z metod radarowych, astronomowie amerykańscy i radzieccy ustalili, że obrót Wenus jest odwrotny, a okres rotacji Wenus wynosi ~243 dni.

15 grudnia 1970 roku sonda Venera-7 po raz pierwszy dotarła na powierzchnię planety i po 23 minutach pracy nad nią przekazała dane dotyczące składu atmosfery, temperatury poszczególnych jej warstw, a także ciśnienia, które zgodnie z wynikami pomiarów okazało się równe 90 atmosferom.

Półtora roku później, w lipcu 1972 r., na powierzchni Wenus wylądował kolejny radziecki aparat.

Za pomocą sprzętu naukowego zainstalowanego w module opadania zmierzono natężenie oświetlenia powierzchni Wenus na 350 ± 150 luksów (jak na Ziemi w pochmurny dzień), a gęstość skał powierzchniowych na 1,4 g/cm 3 . Stwierdzono, że chmury Wenus leżą na wysokości od 48 do 70 km, mają strukturę warstwową i składają się z kropelek 80% kwasu siarkowego.

W lutym 1974 roku Mariner 10 przeleciał obok Wenus, fotografując jej zachmurzenie przez 8 dni, aby zbadać dynamikę atmosfery. Na podstawie uzyskanych zdjęć można było określić okres rotacji warstwy chmur Wenus na 4 dni. Okazało się również, że obrót ten następuje zgodnie z ruchem wskazówek zegara, patrząc od bieguna północnego planety.

Rys. 11 Pojazd zjazdowy Venera-10. Źródło: NSSDC

Kilka miesięcy później, w październiku 1974 r., na powierzchni Wenus wylądowały radzieckie statki kosmiczne o numerach seryjnych 9 i 10. Po wylądowaniu w odległości 2200 km od siebie przesłały na Ziemię pierwsze panoramy powierzchni w miejscach lądowań. W ciągu godziny pojazdy zniżające przesłały informacje naukowe z powierzchni do statków kosmicznych, które zostały przeniesione na orbity sztucznych satelitów Wenus i przekazały je na Ziemię.

Należy zauważyć, że po lotach „Vener-9 i 10” Związek Radziecki wystrzelił wszystkie statki kosmiczne tej serii parami: najpierw jedno urządzenie zostało wysłane na planetę, a następnie drugie w minimalnym odstępie czasu.

Tak więc we wrześniu 1978 roku Venera-11 i Venera-12 udały się na Wenus. 25 grudnia tego samego roku ich pojazdy zstępujące dotarły na powierzchnię planety, wykonując szereg zdjęć i przesyłając część z nich na Ziemię. Częściowo dlatego, że nie otworzyły się pokrywy komór ochronnych jednego z pojazdów zjazdowych.

Podczas opadania urządzeń zarejestrowano wyładowania elektryczne w atmosferze Wenus, niezwykle silne i częste. Tak więc jedno z urządzeń wykryło 25 wyładowań na sekundę, drugie około tysiąca, a jedno z grzmotów trwało 15 minut. Według astronomów wyładowania elektryczne powiązano z aktywną aktywnością wulkaniczną w miejscach opadania statków kosmicznych.

Mniej więcej w tym samym czasie badania Wenus przeprowadziła już amerykańska sonda kosmiczna Pioneer Venera 1 wystrzelona 20 maja 1978 roku.

Po wejściu na 24-godzinną orbitę eliptyczną wokół planety 4 grudnia urządzenie przez półtora roku prowadziło radarowe mapowanie powierzchni, badając magnetosferę, jonosferę i strukturę chmur Wenus.

Ryc. 12 „Pioneer-Venera-1”. Źródło: NSSDC

Po pierwszym „pionierze” drugi udał się na Wenus. Stało się to 8 sierpnia 1978 r. 16 listopada pierwszy i największy z pojazdów zjazdowych oddzielił się od pojazdu, a 4 dni później oddzieliły się 3 inne pojazdy zjazdowe. 9 grudnia wszystkie cztery moduły weszły w atmosferę planety.

Na podstawie wyników badań pojazdów zstępujących Pioneer-Venera-2 określono skład atmosfery Wenus, w wyniku czego okazało się, że stężenie w niej argonu-36 i argonu-38 wynosi 50 -500 razy wyższe niż stężenie tych gazów w atmosferze ziemskiej. Atmosfera składa się głównie z dwutlenku węgla, z niewielkimi ilościami azotu i innych gazów. Pod chmurami planety odkryto ślady pary wodnej i wyższe niż oczekiwano stężenie tlenu cząsteczkowego.

Sama warstwa chmur, jak się okazało, składa się z co najmniej 3 dobrze określonych warstw.

Górna, położona na wysokości 65-70 km, zawiera krople stężonego kwasu siarkowego. Pozostałe 2 warstwy mają w przybliżeniu taki sam skład, z tą tylko różnicą, że w najniższej przeważają większe cząstki siarki. Na wysokościach poniżej 30 km. Atmosfera Wenus jest stosunkowo przezroczysta.

Podczas opadania urządzenia wykonywały pomiary temperatury, co potwierdziło kolosalny efekt cieplarniany panujący na Wenus. Tak więc, jeśli na wysokościach około 100 km temperatura wynosiła -93°C, to na szczycie chmur była -40°C, a następnie dalej rosła, osiągając na powierzchni 470°C...

W październiku-listopadzie 1981 r., w odstępie 5 dni, wystartowały „Venera-13” i „Venera-14”, których pojazdy zniżające w marcu, już 82., dotarły na powierzchnię planety, przesyłając panoramiczne zdjęcia miejsca lądowania na Ziemię, na których było widoczne żółto-zielone niebo Wenus, i po zbadaniu składu wenusjańskiej gleby, w której znaleźli: krzemionkę (do 50% całkowitej masy gleby), ałun glinowy ( 16%), tlenki magnezu (11%), żelazo, wapń i inne pierwiastki. Ponadto za pomocą urządzenia rejestrującego dźwięk zainstalowanego na Venera 13 naukowcy po raz pierwszy usłyszeli dźwięki innej planety, a mianowicie grzmotu.

Ryc. 13 Powierzchnia planety Wenus. Zdjęcie ze statku kosmicznego Venera 13 wykonane 1 marca 1982 r. Źródło: NSSDC

2 czerwca 1983 roku AMS (automatyczna stacja międzyplanetarna) Venera-15 wyruszyła w stronę planety Wenus, która 10 października tego samego roku weszła na orbitę polarną wokół planety. 14 października na orbitę wystrzelono Venera-16, wystrzeloną 5 dni później. Obie stacje zostały zaprojektowane do badania terenu Wenus za pomocą radarów zainstalowanych na pokładzie. Po ponad ośmiu miesiącach wspólnej pracy stacje uzyskały obraz powierzchni planety na rozległym obszarze: od bieguna północnego do ~30° szerokości geograficznej północnej. W wyniku przetworzenia tych danych powstała szczegółowa mapa północnej półkuli Wenus na 27 arkuszach i wydano pierwszy atlas rzeźby planety, która jednak obejmowała jedynie 25% jej powierzchni. Również na podstawie materiałów z kamer radzieckich i amerykańskich kartografów z okresu pierwszego projekt międzynarodowy kartografii pozaziemskiej, odbywająca się pod patronatem Akademii Nauk i NASA, wspólnie stworzyła serię trzech map poglądowych północnej Wenus. Prezentacja tej serii map, zatytułowanej „Zestaw do planowania lotu Magellana”, odbyła się latem 1989 roku na Międzynarodowym Kongresie Geologicznym w Waszyngtonie.

Rys. 14 Moduł zniżania AMS „Vega-2”. Źródło: NSSDC

Po Wenus badania planety kontynuował radziecki statek kosmiczny z serii Vega. Były dwa takie urządzenia: Vega-1 i Vega-2, które z różnicą 6 dni wystrzeliły na Wenus w 1984 roku. Sześć miesięcy później urządzenia zbliżyły się do planety, następnie oddzieliły się od nich moduły zniżające, które po wejściu do atmosfery podzieliły się także na moduły lądujące i sondy balonowe.

2 sondy balonowe po napełnieniu helem skorup spadochronów dryfowały na wysokości około 54 km w różnych półkulach planety i przez dwa dni transmitowały dane, w tym czasie przeleciały odległość około 12 tys. km. Średnia prędkość, z jaką sondy przeleciały tę trasę, wyniosła 250 km/h, czemu sprzyjała potężna globalna rotacja atmosfery Wenus.

Dane sondy wykazały obecność bardzo aktywnych procesów w warstwie chmur, charakteryzujących się silnymi prądami skierowanymi w górę i w dół.

Kiedy sonda Vega-2 przeleciała w rejonie Afrodyty ponad szczytem o wysokości 5 km, wpadła w kieszeń powietrzną, gwałtownie opadając o 1,5 km. Obie sondy zarejestrowały również wyładowania atmosferyczne.

Lądowniki podczas opadania badały warstwę chmur i skład chemiczny atmosfery, po czym po miękkim lądowaniu na Równinie Rusałce rozpoczęły analizę gleby, mierząc widma fluorescencji rentgenowskiej. W obu miejscach, w których wylądowały moduły, odkryli skały o stosunkowo niskiej zawartości naturalnych pierwiastków promieniotwórczych.

W 1990 roku podczas wykonywania manewrów grawitacyjnych sonda Galileo przeleciała obok Wenus, z której została sfotografowana przez spektrometr podczerwieni NIMS, w wyniku czego okazało się, że przy długościach fali 1,1, 1,18 i 1, sygnał 02 µm koreluje z topografia powierzchni, to znaczy dla odpowiednich częstotliwości istnieją „okna”, przez które widoczna jest powierzchnia planety.

Ryc. 15 Załadunek stacji międzyplanetarnej Magellan do przedziału ładunkowego statku kosmicznego Atlantis. Źródło: JPL

Rok wcześniej, 4 maja 1989 roku, na planetę Wenus wyruszyła należąca do NASA stacja międzyplanetarna Magellan, która pracując do października 1994 roku otrzymała zdjęcia niemal całej powierzchni planety, wykonując jednocześnie szereg eksperymentów.

Badanie prowadzono do września 1992 roku, obejmując 98% powierzchni planety. Po wejściu na wydłużoną orbitę polarną wokół Wenus w sierpniu 1990 roku na wysokościach od 295 do 8500 km i okresie orbitalnym 195 minut, urządzenie sporządziło mapę wąskiego paska o szerokości od 17 do 28 km i długości około 70 tys. km każdy podejście do planety. W sumie takich pasków było 1800.

Ponieważ Magellan wielokrotnie filmował wiele obszarów pod różnymi kątami, co umożliwiło stworzenie trójwymiarowego modelu powierzchni, a także zbadanie ewentualnych zmian w krajobrazie. Obraz stereoskopowy uzyskano dla 22% powierzchni Wenus. Ponadto opracowano: mapę wysokości powierzchni Wenus uzyskaną za pomocą wysokościomierza (wysokościomierza) oraz mapę przewodności elektrycznej jej skał.

Na podstawie wyników zdjęć, na których z łatwością można było rozróżnić szczegóły o wielkości do 500 m, stwierdzono, że powierzchnię planety Wenus zajmują głównie pagórkowate równiny i jest stosunkowo młoda jak na standardy geologiczne - około 800 milionów lat stary. Na powierzchni znajduje się stosunkowo niewiele kraterów po meteorytach, ale często można znaleźć ślady aktywności wulkanicznej.

Od września 1992 do maja 1993 Magellan badał pole grawitacyjne Wenus. W tym okresie nie wykonywał radarów powierzchniowych, ale nadawał na Ziemię stały sygnał radiowy. Zmieniając częstotliwość sygnału, udało się określić najmniejsze zmiany prędkości urządzenia (tzw. efekt Dopplera), co pozwoliło zidentyfikować wszystkie cechy pola grawitacyjnego planety.

W maju Magellan rozpoczął swój pierwszy eksperyment: praktyczne zastosowanie technologii hamowania atmosferycznego w celu wyjaśnienia uzyskanych wcześniej informacji o polu grawitacyjnym Wenus. Aby to zrobić, jego najniższy punkt orbity został nieznacznie obniżony, tak aby urządzenie dotknęło górnych warstw atmosfery i zmieniło parametry orbity bez marnowania paliwa. W sierpniu orbita Magellana przebiegała na wysokościach 180–540 km, a okres obiegu wynosił 94 minuty. Na podstawie wyników wszystkich pomiarów sporządzono „mapę grawitacyjną”, obejmującą 95% powierzchni Wenus.

Wreszcie we wrześniu 1994 roku przeprowadzono końcowy eksperyment, którego celem było zbadanie górnych warstw atmosfery. Panele słoneczne urządzenia zostały rozłożone niczym łopaty wiatraka, a orbita Magellana została zmniejszona. Umożliwiło to uzyskanie informacji o zachowaniu cząsteczek w najwyższych warstwach atmosfery. 11 października orbita została obniżona po raz ostatni, a 12 października po wejściu w gęste warstwy atmosfery utracono kontakt z urządzeniem.

Podczas swojej operacji Magellan wykonał kilka tysięcy orbit wokół Wenus, trzykrotnie fotografując planetę za pomocą radarów bocznych.

Ryc. 16 Cylindryczna mapa powierzchni planety Wenus, sporządzona na podstawie zdjęć stacji międzyplanetarnej Magellan. Źródło: NASA/JPL

Po locie Magellana nastąpiła przerwa w historii badań Wenus przez statki kosmiczne na 11 długich lat. Program badań międzyplanetarnych Związku Radzieckiego został ograniczony, Amerykanie przerzucili się na inne planety, przede wszystkim na gazowych gigantów: Jowisza i Saturna. Dopiero 9 listopada 2005 r. Europejska Agencja Kosmiczna (ESA) wysłała na Wenus statek kosmiczny nowej generacji, Venus Express, stworzony na tej samej platformie, co statek Mars Express wystrzelony 2 lata wcześniej.

Ryc.17 Ekspres Wenus. Źródło: ESA

5 miesięcy po wystrzeleniu, 11 kwietnia 2006 roku, urządzenie dotarło do planety Wenus, wkrótce wchodząc na bardzo wydłużoną orbitę eliptyczną i stając się jej sztucznym satelitą. W najbardziej odległym od centrum planety punkcie orbity (apocenter) Venus Express dotarł na odległość 220 tysięcy kilometrów od Wenus, a w najbliższym punkcie (perycentrum) przeleciał na wysokości zaledwie 250 kilometrów od Wenus powierzchnię planety.

Po pewnym czasie, dzięki subtelnym korektom orbity, perycentrum Venus Express obniżono jeszcze niżej, co umożliwiło urządzeniu wejście w bardzo górne warstwy atmosfery i na skutek tarcia aerodynamicznego raz za razem nieznacznie, ale z pewnością, zmniejszając prędkość, obniż wysokość apocentrum. W rezultacie parametry orbity, która stała się okołobiegunowa, uzyskały następujące parametry: wysokość apocentrum - 66 000 kilometrów, wysokość perycentrum - 250 kilometrów, okres orbitalny urządzenia - 24 godziny.

Parametry okołobiegunowej orbity roboczej Venus Express nie zostały wybrane przypadkowo: 24-godzinny okres orbitalny jest wygodny do regularnej komunikacji z Ziemią: zbliżając się do planety, urządzenie zbiera informacje naukowe, a oddalając się od niej, przeprowadza 8-godzinna sesja komunikacyjna, przesyłająca do 250 MB informacji. Kolejną ważną cechą orbity jest jej prostopadłość do równika Wenus, dlatego urządzenie ma możliwość szczegółowego badania polarnych regionów planety.

Po wejściu na orbitę okołobiegunową z urządzeniem spotkał się irytujący problem: spektrometr PFS, przeznaczony do badania składu chemicznego atmosfery, zawiódł, a raczej został wyłączony. Jak się okazało, zacięło się lustro, które miało przełączać „wygląd” instrumentu ze źródła odniesienia (na pokładzie sondy) na planetę. Po wielu próbach obejścia usterki inżynierom udało się obrócić lustro o 30 stopni, ale to nie wystarczyło, aby urządzenie zaczęło działać i ostatecznie trzeba było je wyłączyć.

12 kwietnia aparat po raz pierwszy sfotografował niesfotografowany wcześniej południowy biegun Wenus. Pierwsze zdjęcia, wykonane za pomocą spektrometru VIRTIS z wysokości 206 452 kilometrów nad powierzchnią, ukazały ciemny krater podobny do podobnej formacji nad biegunem północnym planety.

Ryc. 18 Chmury nad powierzchnią Wenus. Źródło: ESA

24 kwietnia kamera VMC wykonała serię zdjęć zachmurzenia Wenus w zakresie ultrafioletowym, co wiąże się ze znaczną – 50 proc. – absorpcją tego promieniowania w atmosferze planety. Po przyciągnięciu do siatki współrzędnych efektem był obraz mozaikowy obejmujący znaczny obszar chmur. Analiza tego zdjęcia ujawniła struktury wstęgowe o niskim kontraście, które powstały w wyniku silnego wiatru.

Miesiąc po przybyciu - 6 maja o godzinie 23:49 czasu moskiewskiego (19:49 UTC), Venus Express wszedł na swoją stałą orbitę roboczą z okresem orbitowania wynoszącym 18 godzin.

29 maja stacja przeprowadziła badanie w podczerwieni południowego regionu polarnego, odkrywając wir o bardzo nieoczekiwanym kształcie: z dwiema „strefami spokoju”, które są ze sobą w skomplikowany sposób połączone. Po dokładniejszym przestudiowaniu obrazu naukowcy doszli do wniosku, że przed nimi znajdowały się 2 różne konstrukcje leżące na różnych wysokościach. Nadal nie jest jasne, jak stabilna jest ta formacja atmosferyczna.

29 lipca VIRTIS wykonał 3 zdjęcia atmosfery Wenus, z których ułożono mozaikę ukazującą jej złożoną strukturę. Zdjęcia były wykonywane w odstępach około 30 minut i już zauważalnie nie pokrywały się na granicach, co wskazuje na dużą dynamikę atmosfery Wenus związaną z wiatrami huraganowymi wiejącymi z prędkością ponad 100 m/s.

Inny spektrometr zainstalowany na Venus Express, SPICAV, odkrył, że chmury w atmosferze Wenus mogą wznieść się na wysokość 90 kilometrów w postaci gęstej mgły i do 105 kilometrów, ale w postaci bardziej przejrzystej mgły. Wcześniej inne statki kosmiczne rejestrowały chmury tylko do wysokości 65 kilometrów nad powierzchnią.

Ponadto, wykorzystując jednostkę SOIR w ramach spektrometru SPICAV, naukowcy odkryli w atmosferze Wenus „ciężką” wodę, która zawiera atomy ciężkiego izotopu wodoru – deuteru. Zwykła woda w atmosferze planety wystarczy, aby pokryć całą jej powierzchnię 3-centymetrową warstwą.

Swoją drogą, wiedząc odsetek„ciężką wodę” do zwykłej wody, można ocenić dynamikę bilans wodny Wenus przeszłość i teraźniejszość. Na podstawie tych danych zasugerowano, że w przeszłości na planecie mógł znajdować się ocean głęboki na kilkaset metrów.

Inny ważny instrument naukowy zainstalowany na statku Venus Express, analizator plazmy ASPERA, rejestrował duże tempo ucieczki materii z atmosfery Wenus, a także śledził trajektorie innych cząstek, w szczególności jonów helu pochodzenia słonecznego.

„Venus Express” działa do dziś, choć szacowany czas misji urządzenia bezpośrednio na planetę wyniósł 486 dni ziemskich. Misję można jednak przedłużyć, jeśli pozwolą na to zasoby stacji, na kolejny podobny okres, co najwyraźniej miało miejsce.

Obecnie Rosja opracowuje już całkowicie nowy statek kosmiczny - stację międzyplanetarną „Venera-D”, przeznaczoną do szczegółowego badania atmosfery i powierzchni Wenus. Oczekuje się, że stacja będzie mogła działać na powierzchni planety przez 30 dni, a być może nawet dłużej.

Po drugiej stronie oceanu – w USA, na zlecenie NASA, także Global Aerospace Corporation zaczęła niedawno opracowywać projekt eksploracji Wenus za pomocą balonu, tzw. „Ukierunkowany robot do badań lotniczych” lub DARE.

Zakłada się, że balon DARE o średnicy 10 m będzie pływał w warstwie chmur planety na wysokości 55 km. Wysokość i kierunek lotu DARE będzie kontrolowany przez stratoplan, który wygląda jak mały samolot.

Na kablu pod balonem będzie gondola z kamerami telewizyjnymi i kilkudziesięciu małych sond, które zostaną zrzucone na powierzchnię w interesujących obszarach w celu obserwacji i badania składu chemicznego najróżniejszych struktur geologicznych na powierzchni planety . Obszary te zostaną wybrane na podstawie szczegółowych badań terenu.

Czas trwania misji balonowej wynosi od sześciu miesięcy do roku.

Ruch orbitalny i obrót Wenus

Ryc. 19 Odległość planet ziemskich od Słońca. Źródło: Instytut Księżycowy i Planetarny

Wokół Słońca planeta Wenus porusza się po orbicie zbliżonej do kołowej, nachylonej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 3°23"39". Mimośród orbity Wenus jest najmniejszy w Układzie Słonecznym i wynosi zaledwie 0,0068. Dlatego odległość planety od Słońca zawsze pozostaje w przybliżeniu taka sama i wynosi 108,21 mln km, ale odległość między Wenus a Ziemią jest różna i mieści się w szerokich granicach: od 38 do 258 mln km.

Na swojej orbicie, położonej pomiędzy orbitami Merkurego i Ziemi, planeta Wenus porusza się ze średnią prędkością 34,99 km/s i okresem gwiazdowym równym 224,7 ziemskich dni.

Wenus obraca się wokół swojej osi znacznie wolniej niż na orbicie: Ziemi udaje się obrócić 243 razy, a Wenus tylko 1. To znaczy. Okres jego obrotu wokół własnej osi wynosi 243,0183 dni ziemskich.

Co więcej, obrót ten nie następuje z zachodu na wschód, jak wszystkie inne planety z wyjątkiem Urana, ale ze wschodu na zachód.

Odwrotny obrót planety Wenus powoduje, że dzień na niej trwa 58 ziemskich dni, tyle samo trwa noc, a długość dnia wenusjańskiego wynosi 116,8 ziemskich dni, więc w roku wenusjańskim można zobaczyć tylko 2 wschody i 2 zachody słońca, a wschód słońca nastąpi na zachodzie, a zachód słońca na wschodzie.

Prędkość obrotową ciała stałego Wenus można wiarygodnie określić jedynie za pomocą radaru, ze względu na ciągłe zachmurzenie zasłaniające jego powierzchnię przed obserwatorem. Pierwsze odbicie radarowe od Wenus otrzymano w 1957 r. i najpierw wysłano na Wenus impulsy radiowe, aby zmierzyć odległość i wyjaśnić jednostkę astronomiczną.

W latach 80. w USA i ZSRR zaczęto badać rozmycie częstotliwości odbitego impulsu („widmo odbitego impulsu”) i opóźnienie w czasie. Rozmycie częstotliwości tłumaczy się obrotem planety (efekt Dopplera), opóźnienie w czasie wynika z różnych odległości od środka i krawędzi dysku. Badania te przeprowadzono głównie na falach radiowych UHF.

Oprócz tego, że obrót Wenus jest odwrotny, ma ona jeszcze jedną bardzo interesującą cechę. Prędkość kątowa tego obrotu (2,99 · 10 -7 rad/s) jest taka, że ​​podczas koniunkcji dolnej Wenus jest cały czas zwrócona w stronę Ziemi tą samą stroną. Przyczyny takiej zgodności między obrotem Wenus a ruchem orbitalnym Ziemi nie są jeszcze jasne...

I na koniec powiedzmy, że nachylenie płaszczyzny równikowej Wenus do płaszczyzny jej orbity nie przekracza 3°, dlatego zmiany sezonowe na planecie są nieznaczne, a pór roku nie ma w ogóle.

Wewnętrzna struktura planety Wenus

Średnia gęstość Wenus jest jedną z najwyższych w Układzie Słonecznym: 5,24 g/cm 3 , czyli tylko o 0,27 g mniej niż gęstość Ziemi. Masy i objętości obu planet są również bardzo podobne, z tą różnicą, że dla Ziemi parametry te są nieco większe: masa 1,2 razy, objętość 1,15 razy.

Ryc.20 Wewnętrzna budowa planety Wenus. Źródło: NASA

Na podstawie rozważonych parametrów obu planet możemy stwierdzić, że ich struktura wewnętrzna jest podobna. I rzeczywiście: Wenus, podobnie jak Ziemia, składa się z 3 warstw: skorupy, płaszcza i jądra.

Najwyższą warstwą jest skorupa Wenus o grubości około 16 km. Skorupa składa się z bazaltów o niskiej gęstości - około 2,7 g/cm 3 i powstała w wyniku wylania się lawy na powierzchnię planety. Prawdopodobnie dlatego skorupa Wenus ma stosunkowo niewielki wiek geologiczny – około 500 milionów lat. Według niektórych naukowców proces wylewania lawy na powierzchnię Wenus zachodzi z pewną częstotliwością: po pierwsze, substancja w płaszczu na skutek rozpadu pierwiastków radioaktywnych nagrzewa się: przepływy konwekcyjne lub pióropusze pękają skorupę planety , tworząc unikalne cechy powierzchni - tessery. Po osiągnięciu określonej temperatury strumienie lawy wypływają na powierzchnię, pokrywając prawie całą planetę warstwą bazaltu. Wylewy bazaltu zdarzały się wielokrotnie, a w okresach spokojnej aktywności wulkanicznej równiny lawy rozciągały się w wyniku ochłodzenia, a następnie utworzyły się pasy wenusjańskich pęknięć i grzbietów. Wydawało się, że około 500 milionów lat temu procesy zachodzące w górnym płaszczu Wenus uspokoiły się, prawdopodobnie z powodu wyczerpania się wewnętrznego ciepła.

Pod skorupą planetarną znajduje się druga warstwa, płaszcz, który rozciąga się na głębokość około 3300 km aż do granicy z żelaznym jądrem. Najwyraźniej płaszcz Wenus składa się z dwóch warstw: stałego dolnego płaszcza i częściowo stopionego górnego płaszcza.

Jądro Wenus, którego masa stanowi około jednej czwartej całkowitej masy planety i którego gęstość wynosi 14 g/cm 3, jest stałe lub częściowo stopione. Założenie to zostało przyjęte na podstawie badania pola magnetycznego planety, które po prostu nie istnieje. A skoro nie ma pola magnetycznego, to znaczy, że nie ma źródła generującego to pole magnetyczne, czyli tzw. w żelaznym rdzeniu nie ma ruchu naładowanych cząstek (przepływów konwekcyjnych), dlatego w rdzeniu nie ma ruchu materii. To prawda, że ​​pole magnetyczne może nie zostać wytworzone z powodu powolnego obrotu planety...

Powierzchnia planety Wenus

Kształt planety Wenus jest zbliżony do kulistego. Dokładniej, można go przedstawić za pomocą trójosiowej elipsoidy, której kompresja polarna jest o dwa rzędy wielkości mniejsza niż w przypadku Ziemi.

W płaszczyźnie równikowej półosie elipsoidy Wenus wynoszą 6052,02 ± 0,1 km i 6050,99 ± 0,14 km. Półoś biegunowa wynosi 6051,54±0,1 km. Znając te wymiary, możemy obliczyć powierzchnię Wenus - 460 milionów km 2.

Ryc. 21 Porównanie planet Układu Słonecznego. Źródło: strona internetowa

Dane dotyczące rozmiarów ciała stałego Wenus uzyskano za pomocą metod interferencji radiowej i udoskonalono za pomocą radiowych pomiarów wysokości i trajektorii, gdy planeta znalazła się w zasięgu statku kosmicznego.

Ryc. 22 Region Estli na Wenus. W oddali widać wysoki wulkan. Źródło: NASA/JPL

Większą część powierzchni Wenus zajmują równiny (do 85% całkowitej powierzchni planety), wśród których dominują gładkie, nieco skomplikowane siecią wąskich, krętych, delikatnie nachylonych grzbietów, dominują równiny bazaltowe. Znacznie mniejszą powierzchnię niż gładkie zajmują równiny klapowe lub pagórkowate (do 10% powierzchni Wenus). Typowe dla nich są wypustki przypominające języczki, przypominające ostrza, różniące się jasnością radiową, co można interpretować jako rozległe pokrywy lawowe bazaltów o niskiej lepkości, a także liczne stożki i kopuły o średnicy 5-10 km, czasem z kraterami na szczytach. Na Wenus występują również obszary równin, które są gęsto pokryte pęknięciami lub praktycznie nie są zakłócane deformacjami tektonicznymi.

Ryc.23 Archipelag Isztar. Źródło: NASA/JPL/USGS

Oprócz równin na powierzchni Wenus odkryto trzy rozległe wzniesienia, którym nadano imiona ziemskich bogiń miłości.

Jednym z takich obszarów jest Archipelag Isztar – rozległy region górski na półkuli północnej wielkością porównywalną z Australią. W centrum archipelagu leży płaskowyż Lakshmi pochodzenia wulkanicznego, który jest dwukrotnie większy od Tybetu na Ziemi. Od zachodu płaskowyż ograniczony jest Górami Akny, od północnego zachodu górami Freya do wysokości 7 km, a od południa pofałdowanymi Górami Danu oraz półkami Westy i Ut, przy całkowitym spadku do 3 km i więcej. Wschodnia część płaskowyżu „wpada” w najwyższy system górski Wenus - Góry Maxwell, nazwane na cześć angielskiego fizyka Jamesa Maxwella. Centralna część pasma górskiego wznosi się na wysokość 7 km, a poszczególne szczyty górskie położone w pobliżu południka zerowego (63° N i 2,5° E) wznoszą się na wysokość 10,81–11,6 km, czyli 15 km wyżej niż głęboki rów Wenus, który leży w pobliżu równika.

Kolejnym wzniesionym obszarem jest Archipelag Afrodyty, który rozciąga się wzdłuż równika Wenus i ma jeszcze większy rozmiar: 41 milionów km 2, chociaż wysokości tutaj są niższe.

To rozległe terytorium, położone w obszarze równikowym Wenus i rozciągające się na długości 18 tysięcy km, obejmuje długości geograficzne od 60° do 210°. Rozciąga się od 10° szerokości geograficznej północnej. do 45° S km, a jego wschodni kraniec – region Atly – rozciąga się do 30° szerokości geograficznej północnej.

Trzecim wzniesionym regionem Wenus jest kraina Łada, która leży na południowej półkuli planety, naprzeciwko archipelagu Isztar. Jest to teren dość płaski, którego średnia wysokość powierzchniowa wynosi blisko 1 km, a maksymalna (nieco ponad 3 km) osiągana jest przy koronie Quetzalpetlatl o średnicy 780 km.

Ryc. 24 Tessera Ba "het. Źródło: NASA/JPL

Oprócz tych wzniesionych obszarów, ze względu na swój rozmiar i wysokość, zwanych „lądami”, na powierzchni Wenus wyróżniają się inne, mniej rozległe. Takie jak na przykład tessery (z greckiego - płytka), czyli wzgórza lub wyżyny o wielkości od setek do tysięcy kilometrów, których powierzchnię przecinają w różnych kierunkach systemy schodkowych grzbietów i oddzielających je rowów, utworzone przez roje uskoków tektonicznych.

Grzbiety lub grzbiety w obrębie tesser mogą być liniowe i rozciągać się: do wielu setek kilometrów. I mogą być ostre lub odwrotnie zaokrąglone, czasem z płaską górną powierzchnią, ograniczoną pionowymi występami, co przypomina połączenie chwytaków wstęgowych i zrogowaceń w warunkach lądowych. Często grzbiety przypominają pomarszczoną warstwę zamarzniętej galaretki lub lawy linowej bazaltów Wysp Hawajskich. Grzbiety mogą osiągać wysokość do 2 km, a półki skalne do 1 km.

Rowy oddzielające grzbiety rozciągają się daleko poza wyżyny, rozciągając się na tysiące kilometrów przez rozległe równiny Wenus. Są one podobne pod względem topografii i morfologii do ziemskich stref szczelin i wydają się mieć ten sam charakter.

Powstawanie samych tesser wiąże się z powtarzającymi się ruchami tektonicznymi górnych warstw Wenus, którym towarzyszy ściskanie, rozciąganie, rozszczepianie, podnoszenie i opuszczanie różnych części powierzchni.

Są to, trzeba powiedzieć, najstarsze formacje geologiczne na powierzchni planety, dlatego nadano im odpowiednie nazwy: na cześć bogiń związanych z czasem i losem. Tak więc duża wyżyna rozciągająca się na 3000 km w pobliżu bieguna północnego nazywana jest tessera fortuny, a na południe od niej znajduje się tessera Laima, nazwana na cześć łotewskiej bogini szczęścia i losu.

Razem z lądami lub kontynentami tessery zajmują nieco ponad 8,3% powierzchni planety, tj. dokładnie 10 razy mniejszy obszar niż równiny i być może stanowią podstawę znacznego, jeśli nie całego, terytorium równin. Pozostałe 12% terytorium Wenus zajmuje 10 rodzajów płaskorzeźby: korony, uskoki i kaniony tektoniczne, kopuły wulkaniczne, „pajęczynówki”, tajemnicze kanały (bruzdy, linie), grzbiety, kratery, paterae, kratery z ciemnymi parabolami, wzgórza. Przyjrzyjmy się każdemu z tych elementów reliefowych bardziej szczegółowo.

Ryc. 25 Korona jest unikalnym detalem reliefowym na Wenus. Źródło: NASA/JPL

Korony, które dorównują tesserom, unikalnym szczegółom płaskorzeźby powierzchni Wenus, to duże wgłębienia wulkaniczne o owalnym lub okrągłym kształcie z podwyższoną częścią środkową, otoczone wałkami, grzbietami i zagłębieniami. Centralną część koron zajmuje rozległy płaskowyż międzygórski, z którego w pierścieniach rozciągają się pasma górskie, często wznoszące się ponad środkową część płaskowyżu. Rama pierścieniowa koron jest zwykle niekompletna.

Według wyników badań ze statku kosmicznego na planecie Wenus odkryto kilkaset Ventsovów. Korony różnią się między sobą wielkością (od 100 do 1000 km) i wiekiem tworzących je skał.

Korony powstały najwyraźniej w wyniku aktywnych przepływów konwekcyjnych w płaszczu Wenus. Wokół wielu koron obserwuje się zastygłe strumienie lawy, rozchodzące się na boki w postaci szerokich języków z ząbkowaną krawędzią zewnętrzną. Najwyraźniej to korony mogły służyć jako główne źródła, przez które stopiona materia z wnętrza przedostała się na powierzchnię planety, zestalając się, tworząc rozległe płaskie obszary zajmujące do 80% terytorium Wenus. Te obfite źródła stopionych skał zostały nazwane na cześć bogiń płodności, żniw i kwiatów.

Niektórzy naukowcy uważają, że korony poprzedza inna specyficzna forma płaskorzeźby Wenus – pajęczynówki. Pajęczaki, które otrzymały swoją nazwę ze względu na ich zewnętrzne podobieństwo do pająków, mają kształt korony, ale są mniejsze. Jasne linie, rozciągające się na wiele kilometrów od ich środków, mogą odpowiadać pęknięciom powierzchni powstałym podczas erupcji magmy z wnętrza planety. W sumie znanych jest około 250 pajęczaków.

Oprócz tesser, koron i pajęczaków powstawanie uskoków tektonicznych lub rowów wiąże się z procesami endogenicznymi (wewnętrznymi). Uskoki tektoniczne często grupują się w rozległe (do tysięcy kilometrów) pasy, bardzo rozpowszechnione na powierzchni Wenus i można je powiązać z innymi strukturalnymi formami rzeźby, np. z kanionyami, które swoją budową przypominają ziemskie szczeliny kontynentalne. W niektórych przypadkach obserwuje się niemal ortogonalny (prostokątny) układ wzajemnie przecinających się pęknięć.

Ryc.27 Góra Maat. Źródło: JPL

Wulkany są również bardzo rozpowszechnione na powierzchni Wenus: są ich tysiące. Co więcej, niektóre z nich osiągają ogromne rozmiary: do 6 km wysokości i 500 km szerokości. Ale większość wulkanów jest znacznie mniejsza: mają tylko 2-3 km szerokości i 100 m wysokości. Zdecydowana większość wulkanów Wenus wygasła, ale niektóre mogą nadal wybuchać. Najbardziej oczywistym kandydatem na aktywny wulkan jest Mount Maat.

W wielu miejscach na powierzchni Wenus odkryto tajemnicze rowki i linie o długości od setek do kilku tysięcy kilometrów i szerokości od 2 do 15 km. Zewnętrznie są podobne do dolin rzecznych i mają te same cechy: meandry w kształcie meandrów, rozbieżność i zbieżność poszczególnych „kanałów”, a w rzadkich przypadkach coś podobnego do delty.

Najdłuższym kanałem na planecie Wenus jest Dolina Baltis, o długości około 7000 km i bardzo stałej szerokości (2-3 km).

Nawiasem mówiąc, na zdjęciach z satelitów Venera 15 i Venera 16 odkryto północną część doliny Baltis, ale rozdzielczość zdjęć w tamtym czasie nie była na tyle wysoka, aby dostrzec szczegóły tej formacji, i została ona zmapowana jako przedłużone pęknięcie niewiadomego pochodzenia.

Ryc. 28 Kanały na Wenus w obrębie krainy Łada. Źródło: NASA/JPL

Pochodzenie dolin i kanałów Wenus pozostaje tajemnicą, przede wszystkim dlatego, że naukowcy nie znają cieczy zdolnej przeciąć powierzchnię na tak duże odległości. Obliczenia naukowców wykazały, że lawa bazaltowa, której ślady erupcji są rozległe na całej powierzchni planety, nie miałaby wystarczających rezerw ciepła, aby płynąć w sposób ciągły i topić substancję równin bazaltowych, przecinając w nich kanały na tysiące kilometrów . Przecież podobne kanały znane są na przykład na Księżycu, chociaż ich długość wynosi zaledwie kilkadziesiąt kilometrów.

Dlatego jest prawdopodobne, że ciecz, która przecinała bazaltowe równiny Wenus przez setki i tysiące kilometrów, mogła być przegrzaną lawą komatyitową lub nawet bardziej egzotycznymi cieczami, takimi jak stopione węglany lub stopiona siarka. Pochodzenie dolin Wenus jest nieznane do końca...

Oprócz dolin, które są negatywną formą płaskorzeźby, na równinach Wenus powszechne są także pozytywne formy płaskorzeźby – grzbiety, znane również jako jeden z elementów specyficznej płaskorzeźby tessera. Grzbiety często formują się w wydłużone (do 2000 km i więcej) pasy o szerokości kilkuset kilometrów. Szerokość pojedynczego grzbietu jest znacznie mniejsza: rzadko do 10 km, a na równinach zmniejsza się do 1 km. Wysokości grzbietów wahają się od 1,0-1,5 do 2 km, a ograniczające je występy dochodzą do 1 km. Jasne, kręte grzbiety na tle ciemniejszego obrazu radiowego równin reprezentują najbardziej charakterystyczny wzór powierzchni Wenus i zajmują ~70% jej powierzchni.

Takie cechy powierzchni Wenus jak wzgórza są bardzo podobne do grzbietów, z tą różnicą, że ich rozmiary są mniejsze.

Wszystkie opisane powyżej formy (lub typy) rzeźby powierzchni Wenus zawdzięczają swoje pochodzenie energii wewnętrznej planety. Na Wenus występują tylko trzy rodzaje płaskorzeźb, których powstanie jest spowodowane przyczynami zewnętrznymi: kratery, paterae i kratery z ciemnymi parabolami.

W przeciwieństwie do wielu innych ciał Układu Słonecznego: planet ziemskich, asteroid, na Wenus odkryto stosunkowo niewiele kraterów po uderzeniach meteorytów, co wiąże się z aktywną aktywnością tektoniczną, która ustała 300-500 milionów lat temu. Aktywność wulkaniczna postępowała bardzo szybko, gdyż w przeciwnym razie liczba kraterów na starszych i młodszych obszarach znacznie by się różniła, a ich rozmieszczenie na powierzchni nie byłoby przypadkowe.

W sumie na powierzchni Wenus odkryto do tej pory 967 kraterów o średnicy od 2 do 275 km (w kraterze Mead). Kratery umownie dzieli się na duże (powyżej 30 km) i małe (poniżej 30 km), które stanowią 80% ogólnej liczby wszystkich kraterów.

Gęstość kraterów uderzeniowych na powierzchni Wenus jest bardzo niska: około 200 razy mniejsza niż na Księżycu i 100 razy mniejsza niż na Marsie, co odpowiada zaledwie 2 kraterom na 1 milion km 2 powierzchni Wenus.

Oglądając zdjęcia powierzchni planety wykonane przez sondę Magellan, naukowcy byli w stanie dostrzec pewne aspekty powstawania kraterów uderzeniowych w warunkach Wenus. Wokół kraterów odkryto promienie świetlne i pierścienie – skały wyrzucone podczas eksplozji. W wielu kraterach część emisji to substancja ciekła, tworząca rozległe strumienie o długości kilkudziesięciu kilometrów, zwykle skierowane w jednym kierunku od krateru. Jak dotąd naukowcy nie ustalili jeszcze, jaki to rodzaj cieczy: przegrzany stop uderzeniowy czy zawiesina drobnoklastycznej substancji stałej i kropelek stopu zawieszonych w atmosferze przypowierzchniowej.

Kilka kraterów Wenus jest zalanych lawą z sąsiednich równin, jednak zdecydowana większość z nich ma bardzo wyraźny wygląd, co wskazuje na słabą intensywność procesów erozji materiału na powierzchni Wenus.

Dna większości kraterów na Wenus są ciemne, co wskazuje na gładką powierzchnię.

Innym powszechnym typem terenu są kratery z ciemnymi parabolami, a główny obszar zajmują ciemne (na obrazach radiowych) parabole, których łączna powierzchnia stanowi prawie 6% całej powierzchni Wenus. Kolor paraboli wynika z faktu, że składają się one z osłony drobnoklasycznego materiału o grubości do 1-2 m, powstałej w wyniku emisji z kraterów uderzeniowych. Możliwe jest również, że materiał ten został przetworzony w wyniku procesów eolicznych, które panowały w wielu rejonach Wenus, pozostawiając wiele kilometrów pasmowej rzeźby eolicznej.

Patery przypominają kratery i kratery z ciemnymi parabolami - kratery o nieregularnym kształcie lub złożone kratery z ząbkowanymi krawędziami.

Wszystkie powyższe dane zostały zebrane, gdy planeta Wenus znajdowała się w zasięgu statków kosmicznych (seria radziecka, seria Venus i seria amerykańska, Mariner i Pioneer-Venus).

W ten sposób w październiku 1975 roku pojazdy zniżające Venera-9 i Venera-10 wykonały miękkie lądowanie na powierzchni planety i przesłały obrazy miejsca lądowania na Ziemię. Były to pierwsze na świecie zdjęcia przesłane z powierzchni innej planety. Obraz w promieniach widzialnych uzyskano za pomocą telefotometru – układu, którego zasada działania przypomina mechaniczną telewizję.

Oprócz fotografowania powierzchni sondy Venera-8, Venera-9 i Venera-10 mierzyły gęstość skał powierzchniowych i zawartość w nich naturalnych pierwiastków promieniotwórczych.

Na lądowiskach Venera-9 i Venera-10 gęstość skał powierzchniowych była bliska 2,8 g/cm 3, a z poziomu pierwiastków promieniotwórczych można wnioskować, że skały te mają skład zbliżony do bazaltów – najwięcej rozległe skały magmowe skorupy ziemskiej...

W 1978 roku uruchomiono amerykański aparat Pioneer-Venus, w wyniku którego powstała mapa topograficzna stworzona na podstawie badań radarowych.

Wreszcie w 1983 roku sondy Venera 15 i Venera 16 weszły na orbitę wokół Wenus. Za pomocą radaru zbudowali mapę północnej półkuli planety do 30° równoleżnika w skali 1:5 000 000 i po raz pierwszy odkryli tak unikalne cechy powierzchni Wenus, jak tessery i korony.

Jeszcze bardziej szczegółowe mapy całej powierzchni ze szczegółami dochodzącymi do 120 m uzyskał w 1990 roku statek Magellan. Za pomocą komputerów informacje radarowe zamieniono na obrazy przypominające fotografie przedstawiające wulkany, góry i inne elementy krajobrazu.

Ryc. 30 Mapa topograficzna Wenus sporządzona na podstawie zdjęć ze stacji międzyplanetarnej Magellan. Źródło: NASA

Zgodnie z decyzją Międzynarodowej Unii Astronomicznej mapa Wenus zawiera wyłącznie imiona żeńskie, ponieważ sama Wenus, jedyna planeta, nosi imię żeńskie. Są tylko 3 wyjątki od tej reguły: Góry Maxwell oraz regiony Alfa i Beta.

Nazwy szczegółów jego płaskorzeźby, zaczerpnięte z mitologii różnych ludów świata, nadawane są zgodnie z ustaloną procedurą. Lubię to:

Wzgórza noszą nazwy bogiń, tytanii i olbrzymek. Na przykład region Ulfrun, nazwany na cześć jednej z dziewięciu gigantek w mitach skandynawskich.

Niziny są bohaterkami mitów. Najgłębsza nizina Atalanty, położona na północnych szerokościach geograficznych Wenus, została nazwana na cześć jednej z bohaterek starożytnej mitologii greckiej.

Bruzdy i linie zostały nazwane na cześć mitologicznych postaci-wojowniczek.

Korony ku czci bogiń płodności i rolnictwa. Chociaż najbardziej znaną z nich jest korona Pawłowej o średnicy około 350 km, nazwana na cześć rosyjskiej baletnicy.

Grzbiety zostały nazwane na cześć bogiń nieba, mitologicznych postaci kobiecych kojarzonych z niebem i światłem. Tak więc wzdłuż jednej z równin rozciągały się grzbiety Czarownicy. A równinę Beregini przecinają grzbiety Hery z północnego zachodu na południowy wschód.

Krainy i płaskowyże noszą nazwy bogiń miłości i piękna. Tak więc jeden z kontynentów (krajów) Wenus nazywany jest krainą Isztar i jest regionem wysokogórskim z rozległym płaskowyżem Lakshmi pochodzenia wulkanicznego.

Kaniony na Wenus noszą nazwy mitologicznych postaci związanych z lasem, polowaniami czy Księżycem (podobnie jak rzymska Artemida).

Górzysty teren na półkuli północnej planety przecina długi kanion Baby Jagi. W regionach Beta i Phoebe wyróżnia się Kanion Devana. A od regionu Temidy do krainy Afrodyty największy wenusjański kamieniołom, Parnge, rozciąga się na ponad 10 tysięcy km.

Duże kratery noszą nazwy od imion sławnych kobiet. Małe kratery mają po prostu zwyczajne żeńskie imiona. Tak więc na wysokogórskim płaskowyżu Lakshmi można znaleźć małe kratery Berta, Ludmiła i Tamara, położone na południe od gór Freya i na wschód od dużego krateru Osipenko. Obok korony Nefretete znajduje się krater Potanin, nazwany na cześć rosyjskiego odkrywcy. Azja centralna, a obok krater Voynicha (angielski pisarz, autor powieści „Gadfly”). A największy krater na planecie został nazwany na cześć amerykańskiej etnografki i antropolożki Margaret Mead.

Patery nazywane są według tej samej zasady, co duże kratery, tj. pod nazwiskami znanych kobiet. Przykład: Ojciec Salfo.

Równiny noszą nazwy bohaterek różnych mitów. Na przykład równiny Snow Maiden i Baby Jagi. Równina Louhi rozciąga się wokół Bieguna Północnego - kochanki Północy w mitach karelskich i fińskich.

Tessery zostały nazwane na cześć bogiń losu, szczęścia i powodzenia. Na przykład największa spośród tessera Wenus nazywa się tessera Tellurium.

Półki są ku czci bogiń paleniska: Westy, Ut itp.

Trzeba powiedzieć, że planeta przoduje pod względem liczby nazwanych części wśród wszystkich ciał planetarnych. Wenus ma największą różnorodność imion w zależności od ich pochodzenia. Oto imiona z mitów o 192 różnych narodowościach i grupach etnicznych ze wszystkich kontynentów świata. Co więcej, nazwy są rozproszone po całej planecie, bez tworzenia „regionów narodowych”.

Na zakończenie opisu powierzchni Wenus przedstawiamy krótką strukturę współczesnej mapy planety.

Już w połowie lat 60. za południk zerowy (odpowiadający ziemskiemu Greenwich) na mapie Wenus uznawano południk przechodzący przez środek jasnego (na zdjęciach radarowych) zaokrąglonego obszaru o średnicy 2 tys. km, położonego w południowej półkuli planety i zwany regionem Alfa od pierwszej litery alfabetu greckiego. Później, wraz ze wzrostem rozdzielczości tych zdjęć, położenie południka zerowego przesunięto o około 400 km tak, że przeszedł on przez małą, jasną plamkę pośrodku dużej struktury pierścieniowej o średnicy 330 km zwanej Ewą. Po stworzeniu pierwszych obszernych map Wenus w 1984 roku odkryto, że dokładnie na południku zerowym, na północnej półkuli planety, znajdował się niewielki krater o średnicy 28 km. Krater nazwano Ariadną na cześć bohaterki greckiego mitu i był znacznie wygodniejszym punktem odniesienia.

Południk zerowy wraz z południkiem 180° dzieli powierzchnię Wenus na 2 półkule: wschodnią i zachodnią.

Atmosfera Wenus. Warunki fizyczne na planecie Wenus

Nad martwą powierzchnią Wenus znajduje się wyjątkowa atmosfera, najgęstsza w Układzie Słonecznym, odkryta w 1761 roku przez M.V. Łomonosow, który obserwował przejście planety przez tarczę Słońca.

Ryc. 31 Wenus pokryta chmurami. Źródło: NASA

Atmosfera Wenus jest tak gęsta, że ​​absolutnie niemożliwe jest dostrzeżenie przez nią jakichkolwiek szczegółów na powierzchni planety. Dlatego przez długi czas wielu badaczy uważało, że warunki na Wenus były zbliżone do tych na Ziemi w okresie karbońskim i dlatego żyła tam podobna fauna. Jednak badania przeprowadzone przy użyciu pojazdów opadających stacji międzyplanetarnych wykazały, że klimat Wenus i klimat Ziemi to dwie duże różnice i nie ma między nimi nic wspólnego. Jeśli więc temperatura dolnej warstwy powietrza na Ziemi rzadko przekracza +57°C, to na Wenus temperatura powierzchniowej warstwy powietrza osiąga 480°C, a jej dobowe wahania są nieznaczne.

Znaczące różnice obserwuje się także w składzie atmosfer obu planet. Jeśli w atmosferze ziemskiej przeważającym gazem jest azot, z wystarczającą zawartością tlenu, znikomą zawartością dwutlenku węgla i innych gazów, to w atmosferze Wenus sytuacja jest dokładnie odwrotna. Przeważająca część atmosfery to dwutlenek węgla (~97%) i azot (około 3%), z niewielkimi dodatkami pary wodnej (0,05%), tlenu (tysięczne części procenta), argonu, neonu, helu i kryptonu. W bardzo małych ilościach występują także zanieczyszczenia SO, SO 2, H 2 S, CO, HCl, HF, CH 4, NH 3.

Ciśnienie i gęstość atmosfer obu planet są również bardzo różne. Przykładowo ciśnienie atmosferyczne na Wenus wynosi około 93 atmosfery (93 razy więcej niż na Ziemi), a gęstość atmosfery Wenus jest prawie o dwa rzędy wielkości większa od gęstości atmosfery ziemskiej i tylko 10 razy mniejsza od gęstości Z wody. Tak duża gęstość nie może nie wpłynąć na całkowitą masę atmosfery, która jest w przybliżeniu 93 razy większa od masy atmosfery ziemskiej.

Jak obecnie wierzy wielu astronomów; wysoka temperatura powierzchni, wysokie ciśnienie atmosferyczne i wysoka względna zawartość dwutlenku węgla to czynniki najwyraźniej ze sobą powiązane. Wysoka temperatura sprzyja przemianie skał węglanowych w skały krzemianowe, z uwolnieniem CO2. Na Ziemi CO 2 wiąże się i przechodzi do skał osadowych w wyniku działania biosfery, której na Wenus nie ma. Z drugiej strony wysoka zawartość CO 2 przyczynia się do nagrzewania powierzchni Wenus i dolnych warstw atmosfery, co ustalił amerykański naukowiec Carl Sagan.

W rzeczywistości powłoka gazowa planety Wenus to gigantyczna szklarnia. Jest w stanie przenosić ciepło słoneczne, ale go nie wypuszcza, jednocześnie pochłaniając promieniowanie samej planety. Absorberami są dwutlenek węgla i para wodna. Efekt cieplarniany występuje także w atmosferach innych planet. Jeśli jednak w atmosferze Marsa podniesie to średnią temperaturę na powierzchni o 9°, w atmosferze Ziemi o 35°, to w atmosferze Wenus efekt ten osiągnie 400 stopni!

Niektórzy naukowcy uważają, że 4 miliardy lat temu atmosfera Wenus bardziej przypominała atmosferę Ziemi z wodą w stanie ciekłym na powierzchni i to właśnie parowanie tej wody spowodowało niekontrolowany efekt cieplarniany, który obserwuje się do dziś. .

Atmosfera Wenus składa się z kilku warstw, które znacznie różnią się gęstością, temperaturą i ciśnieniem: troposfery, mezosfery, termosfery i egzosfery.

Troposfera jest najniższą i najgęstszą warstwą atmosfery Wenus. Zawiera 99% masy całej atmosfery Wenus, z czego 90% przypada na wysokość 28 km.

Temperatura i ciśnienie w troposferze zmniejszają się wraz z wysokością, osiągając wartości +20° +37°C i ciśnienie zaledwie 1 atmosfery na wysokościach bliskich 50-54 km. W takich warunkach woda może występować w postaci płynnej (w postaci drobnych kropelek), co wraz z optymalną temperaturą i ciśnieniem, zbliżonym do tych w pobliżu powierzchni Ziemi, stwarza korzystne warunki do życia.

Górna granica troposfery leży na wysokości 65 km. nad powierzchnią planety, oddzielona od podstawowej warstwy – mezosfery – tropopauzą. Przeważają tu wiatry huraganowe o prędkości 150 m/s i większej, w porównaniu do 1 m/s na powierzchni.

Wiatry w atmosferze Wenus powstają w wyniku konwekcji: gorące powietrze nad równikiem wznosi się i rozprzestrzenia w kierunku biegunów. Ten globalny obrót nazywa się rotacją Hadleya.

Ryc. 32 Wir polarny w pobliżu południowego bieguna Wenus. Źródło: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA/Univ. z Oksfordu

Na szerokościach geograficznych bliskich 60° rotacja Hadleya ustaje: gorące powietrze opada w dół i zaczyna cofać się w stronę równika, czemu sprzyja duże stężenie w tych miejscach tlenek węgla. Jednak rotacja atmosfery nie kończy się nawet na północ od 60. szerokości geograficznej: dominują tu tzw. „obroże polarne”. Charakteryzują się niskie temperatury, wysokie położenie chmur (do 72 km.).

Ich istnienie jest konsekwencją gwałtownego wzrostu powietrza, w wyniku czego obserwuje się chłodzenie adiabatyczne.

Wokół samych biegunów planety, otoczonych „kołnierzami polarnymi”, znajdują się wiry polarne o gigantycznych rozmiarach, cztery razy większe niż ich ziemskie odpowiedniki. Każdy wir ma dwoje oczu - środki obrotu, które nazywane są dipolami polarnymi. Wiry obracają się z okresem około 3 dni w kierunku ogólnej rotacji atmosfery, przy prędkościach wiatru od 35-50 m/s w pobliżu ich zewnętrznych krawędzi do zera na biegunach.

Wiry polarne, jak obecnie wierzą astronomowie, to antycyklony z przepływami powietrza skierowanymi w dół w centrum i gwałtownie wznoszącymi się w pobliżu kołnierzy polarnych. Struktury podobne do wirów polarnych Wenus na Ziemi to zimowe antycyklony polarne, zwłaszcza te, które tworzą się nad Antarktydą.

Mezosfera Wenus rozciąga się na wysokościach od 65 do 120 km i można ją podzielić na 2 warstwy: pierwsza leży na wysokości 62-73 km, ma stałą temperaturę i stanowi górną granicę chmur; drugi znajduje się na wysokości 73–95 km, temperatura tutaj spada wraz z wysokością, osiągając w górnej granicy minimum -108°C. Powyżej 95 km nad powierzchnią Wenus rozpoczyna się mezopauza – granica między mezosferą a leżącą nad nią termosferą. W okresie mezopauzy temperatura wzrasta wraz z wysokością, osiągając +27° +127°C po dziennej stronie Wenus. Po nocnej stronie Wenus, w okresie mezopauzy, następuje znaczne ochłodzenie i temperatura spada do -173°C. Ten najzimniejszy region na Wenus nazywany jest czasem nawet kriosferą.

Na wysokościach powyżej 120 km znajduje się termosfera, która rozciąga się na wysokość 220-350 km aż do granicy z egzosferą - obszarem, w którym lekkie gazy opuszczają atmosferę i występuje głównie tylko wodór. Egzosfera kończy się, a wraz z nią atmosfera na wysokości ~5500 km, gdzie temperatura sięga 600-800 K.

W mezo- i termosferze Wenus, a także w dolnej troposferze, masa powietrza obraca się. To prawda, że ​​\u200b\u200bruch masy powietrza nie następuje w kierunku od równika do biegunów, ale w kierunku od dziennej strony Wenus do nocnej strony. Po dziennej stronie planety następuje silny wzrost ciepłe powietrze, który rozprzestrzenia się na wysokościach 90-150 km, przemieszczając się na nocną stronę planety, gdzie ogrzane powietrze gwałtownie spada, powodując adiabatyczne ogrzewanie powietrza. Temperatura w tej warstwie wynosi zaledwie -43°C, czyli aż o 130° więcej niż ogólnie po nocnej stronie mezosfery.

Dane o charakterystyce i składzie atmosfery Wenus uzyskano za pomocą serii satelitów „Wenus” o numerach seryjnych 4, 5 i 6. „Wenus 9 i 10” wyjaśniły zawartość pary wodnej w głębokich warstwach atmosfery, stwierdzając wynika, że ​​maksymalna ilość pary wodnej występuje na wysokościach 50 km, gdzie jest ona sto razy większa niż na powierzchni stałej, a udział pary wodnej jest bliski jednego procenta.

Oprócz badania składu atmosfery stacje międzyplanetarne „Venera-4, 7, 8, 9, 10” mierzyły ciśnienie, temperaturę i gęstość w dolnych warstwach atmosfery Wenus. W rezultacie stwierdzono, że temperatura na powierzchni Wenus wynosi około 750° K (480°C), a ciśnienie jest bliskie 100 atm.

Lądowniki Venera 9 i Venera 10 uzyskały także informacje dotyczące struktury warstwy chmur. Zatem na wysokościach od 70 do 105 km występuje cienka mgła stratosferyczna. Poniżej, na wysokości od 50 do 65 km (rzadko do 90 km), znajduje się najgęstsza warstwa chmur, która swoimi właściwościami optycznymi jest bliższa cienkiej mgle niż chmurom w ziemskim znaczeniu tego słowa. Zasięg widoczności sięga tutaj kilku kilometrów.

Pod główną warstwą chmur – na wysokościach od 50 do 35 km gęstość spada kilkukrotnie, a atmosfera tłumi promieniowanie słoneczne głównie na skutek rozproszenia Rayleigha w CO2.

Mgła podchmurna pojawia się tylko w nocy, rozprzestrzeniając się do poziomu 37 km o północy i do 30 km o świcie. Do południa mgła się rozwiewa.

Ryc.33 Błyskawica w atmosferze Wenus. Źródło: ESA

Kolor chmur Wenus jest pomarańczowo-żółty, ze względu na znaczną zawartość CO 2 w atmosferze planety, której duże cząsteczki rozpraszają tę konkretną część światło słoneczne oraz skład samych chmur, składający się z 75-80% kwasu siarkowego (ewentualnie nawet kwasu fluorkowo-siarkowego) z domieszkami kwasu solnego i fluorowodorowego. Skład chmur Wenus odkryli w 1972 roku niezależnie od siebie amerykańscy badacze Louise i Andrew Young oraz Godfrey Sill.

Badania wykazały, że kwas w chmurach Wenus powstaje chemicznie z dwutlenku siarki (SO 2), którego źródłem mogą być zawierające siarkę skały powierzchniowe (piryty) i erupcje wulkanów. Wulkany objawiają się także w inny sposób: ich erupcje generują potężne wyładowania elektryczne – prawdziwe burze w atmosferze Wenus, które wielokrotnie rejestrowały instrumenty stacji serii Venus. Co więcej, burze na planecie Wenus są bardzo silne: błyskawice uderzają o 2 rzędy wielkości częściej niż w atmosferze ziemskiej. Zjawisko to nazywane jest „Elektrycznym Smokiem Wenus”.

Chmury są bardzo jasne, odbijają 76% światła (jest to porównywalne ze współczynnikiem odbicia chmur cumulusowych w atmosferze i polarnych czap lodowych na powierzchni Ziemi). Innymi słowy, ponad trzy czwarte promieniowania słonecznego odbija się od chmur, a tylko mniej niż jedna czwarta przechodzi w dół.

Temperatura chmur - od +10° do -40°С.

Warstwa chmur szybko przemieszcza się ze wschodu na zachód, dokonując jednego obrotu wokół planety w ciągu 4 ziemskich dni (według obserwacji Marinera 10).

Pole magnetyczne Wenus. Magnetosfera planety Wenus

Pole magnetyczne Wenus jest nieznaczne - jej magnetyczny moment dipolowy jest mniejszy niż ziemski o co najmniej pięć rzędów wielkości. Przyczynami tak słabego pola magnetycznego są: powolny obrót planety wokół własnej osi, niska lepkość jądra planety, a być może są też inne przyczyny. Niemniej jednak w wyniku oddziaływania międzyplanetarnego pola magnetycznego z jonosferą Wenus powstają w tej ostatniej pola magnetyczne o niskim natężeniu (15-20 nT), rozmieszczone chaotycznie i niestabilnie. Jest to tak zwana indukowana magnetosfera Wenus, która ma dziobową falę uderzeniową, magnetoosłonę, magnetopauzę i ogon magnetyczny.

Dziobowa fala uderzeniowa występuje na wysokości 1900 km nad powierzchnią planety Wenus. Odległość tę zmierzono w 2007 roku podczas minimum słonecznego. Podczas maksymalnej aktywności słonecznej wysokość fali uderzeniowej wzrasta.

Magnetopauza znajduje się na wysokości 300 km, czyli nieco wyżej niż jonopauza. Pomiędzy nimi znajduje się bariera magnetyczna - gwałtowny wzrost pola magnetycznego (do 40 Tesli), który zapobiega przenikaniu plazmy słonecznej w głąb atmosfery Wenus, przynajmniej podczas minimalnej aktywności słonecznej. W górnych warstwach atmosfery znaczne straty jonów O+, H+ i OH+ związane są z aktywnością wiatru słonecznego. Zasięg magnetopauzy wynosi do dziesięciu promieni planety. Pole magnetyczne samej Wenus, a raczej jej ogona, rozciąga się na kilkadziesiąt średnic Wenus.

Jonosfera planety, związana z obecnością pola magnetycznego Wenus, powstaje pod wpływem znacznych wpływów pływowych ze względu na jej względną bliskość Słońca, dzięki czemu nad powierzchnią Wenus powstaje pole elektryczne, którego siła może być dwukrotnie większa od siły „pola dobrej pogody” obserwowanego nad powierzchnią Ziemi. Jonosfera Wenus położona jest na wysokościach 120-300 km i składa się z trzech warstw: 120-130 km, 140-160 km i 200-250 km. Na wysokościach bliskich 180 km może występować dodatkowa warstwa. Maksymalną liczbę elektronów na jednostkę objętości - 3×10 11 m -3 stwierdzono w 2. warstwie w pobliżu punktu podsłonecznego.

Druga planeta od Słońca, Wenus, jest najbliższa Ziemi i być może najpiękniejsza z planet ziemskich. Przez tysiące lat przyciągała zaciekawione spojrzenia naukowców starożytności i czasów współczesnych, a także zwykłych śmiertelnych poetów. Nic dziwnego, że nosi imię greckiej bogini miłości. Jednak jego badanie raczej stawia pytania niż daje odpowiedzi.

Jeden z pierwszych obserwatorów, Galileo Galilei, obserwował Wenus za pomocą teleskopu. Wraz z pojawieniem się w 1610 roku potężniejszych urządzeń optycznych, takich jak teleskopy, ludzie zaczęli obserwować fazy Wenus, które bardzo przypominały fazy Księżyca. Wenus jest jedną z najjaśniejszych gwiazd na naszym niebie, dlatego o zmierzchu i o poranku można ją zobaczyć gołym okiem. Obserwując jego przejście przed Słońcem, Michajło Łomonosow w 1761 roku zbadał cienką tęczową obwódkę otaczającą planetę. W ten sposób odkryto atmosferę. Okazało się, że jest bardzo potężny: ciśnienie w pobliżu powierzchni osiągnęło 90 atmosfer!
Efekt cieplarniany wyjaśnia wysokie temperatury w niższych warstwach atmosfery. Występuje także na innych planetach, np. na Marsie, dzięki niemu temperatura może wzrosnąć o 9°, na Ziemi - do 35°, a na Wenus - osiąga maksimum, wśród planet - do 480° C .

Wewnętrzna struktura Wenus

Budowa Wenus, naszej sąsiadki, jest podobna do budowy innych planet. Obejmuje skorupę, płaszcz i rdzeń. Promień ciekłego rdzenia zawierającego dużo żelaza wynosi około 3200 km. Struktura płaszcza – stopiona materia – wynosi 2800 km, a grubość skorupy wynosi 20 km. Zaskakujące jest, że przy takim rdzeniu pole magnetyczne jest praktycznie nieobecne. Jest to najprawdopodobniej spowodowane powolną rotacją. Atmosfera Wenus sięga 5500 km, której górne warstwy składają się prawie wyłącznie z wodoru. Radzieckie automatyczne stacje międzyplanetarne (AMS) Venera-15 i Venera-16 w 1983 roku odkryły szczyty górskie z wylewami lawy na Wenus. Obecnie liczba obiektów wulkanicznych sięga 1600 sztuk. Erupcje wulkanów wskazują na aktywność we wnętrzu planety, które jest zamknięte pod grubymi warstwami bazaltowej skorupy.

Obrót wokół własnej osi

Większość planet Układu Słonecznego obraca się wokół własnej osi z zachodu na wschód. Wenus, podobnie jak Uran, stanowi wyjątek od tej reguły i obraca się w przeciwnym kierunku, ze wschodu na zachód. Ten niestandardowy obrót nazywa się wstecznym. Zatem pełny obrót wokół własnej osi trwa 243 dni.

Naukowcy uważają, że po powstaniu Wenus na jej powierzchni znajdowała się duża ilość wody. Ale wraz z pojawieniem się efektu cieplarnianego zaczęło się parowanie mórz i uwalnianie do atmosfery anhydrytu dwutlenku węgla, który jest częścią różnych skał. Doprowadziło to do wzrostu parowania wody i ogólnego wzrostu temperatury. Po pewnym czasie woda zniknęła z powierzchni Wenus i dostała się do atmosfery.

Teraz powierzchnia Wenus wygląda jak skalista pustynia z czasami górami i pofałdowanymi równinami. Z oceanów na planecie pozostały tylko ogromne zagłębienia. Dane radarowe pobrane ze stacji międzyplanetarnych zarejestrowały ślady niedawnej aktywności wulkanicznej.
Oprócz radzieckiego statku kosmicznego Wenus odwiedził także amerykański Magellan. Stworzył prawie kompletną mapę planety. Podczas skanowania odkryto ogromną liczbę wulkanów, setki kraterów i liczne góry. Na podstawie ich charakterystycznego wzniesienia w stosunku do średniego poziomu naukowcy zidentyfikowali 2 kontynenty – krainę Afrodyty i krainę Isztar. Na pierwszym kontynencie, wielkości Afryki, znajduje się 8-kilometrowa góra Maat – ogromny wygasły wulkan. Kontynent Isztar jest porównywalny pod względem wielkości ze Stanami Zjednoczonymi. Jego atrakcją są 11-kilometrowe góry Maxwell, najwyższe szczyty świata. Skład skał przypomina ziemski bazalt.
W krajobrazie Wenus można znaleźć kratery uderzeniowe wypełnione lawą o średnicy około 40 km. Ale to wyjątek, bo w sumie jest ich około 1 tysiąca.

Charakterystyka Wenus

Waga: 4,87*1024 kg (0,815 ziemi)
Średnica na równiku: 12102 km
Pochylenie osi: 177,36°
Gęstość: 5,24 g/cm3
Średnia temperatura powierzchni: +465°C
Okres obrotu wokół osi (dni): 244 dni (wsteczny)
Odległość od Słońca (średnia): 0,72 a. e. lub 108 milionów km
Okres obiegu wokół Słońca (rok): 225 dni
Prędkość orbitalna: 35 km/s
Ekscentryczność orbity: e = 0,0068
Nachylenie orbity do ekliptyki: i = 3,86°
Przyspieszenie grawitacyjne: 8,87 m/s2
Atmosfera: dwutlenek węgla (96%), azot (3,4%)
Satelity: nie

I trzeci najjaśniejszy obiekt na niebie po Słońcu i Księżycu. Ta planeta jest czasami nazywana siostra ziemi, co wiąże się z pewnym podobieństwem wagi i wielkości. Powierzchnia Wenus pokryta jest całkowicie nieprzeniknioną warstwą chmur, których głównym składnikiem jest kwas siarkowy.

Nazewnictwo Wenus Planeta została nazwana na cześć rzymskiej bogini miłości i piękna. Już w czasach starożytnych Rzymian ludzie wiedzieli, że ta Wenus jest jedną z czterech planet różniących się od Ziemi. To właśnie najwyższa jasność planety, pozycja Wenus, przyczyniła się do tego, że została nazwana na cześć bogini miłości, co pozwoliło przez lata kojarzyć planetę z miłością, kobiecością i romantyzmem.

Przez długi czas wierzono, że Wenus i Ziemia to planety bliźniacze. Powodem tego było ich podobieństwo pod względem wielkości, gęstości, masy i objętości. Jednak później naukowcy odkryli, że pomimo oczywistego podobieństwa tych cech planet, planety bardzo się od siebie różnią. Mówimy o takich parametrach jak atmosfera, rotacja, temperatura powierzchni i obecność satelitów (Wenus ich nie ma).

Podobnie jak w przypadku Merkurego, wiedza ludzkości o Wenus znacznie wzrosła w drugiej połowie XX wieku. Zanim Stany Zjednoczone i Związek Radziecki zaczęły organizować misje w latach 60. XX wieku, naukowcy wciąż mieli nadzieję, że warunki pod niezwykle gęstymi chmurami Wenus mogą sprzyjać życiu. Jednak dane zebrane w wyniku tych misji wykazały coś przeciwnego – warunki na Wenus są zbyt trudne, aby na jej powierzchni mogły istnieć żywe organizmy.

Znaczący wkład w badania atmosfery i powierzchni Wenus wniosła misja ZSRR o tej samej nazwie. Pierwszym statkiem kosmicznym wysłanym na planetę i przelatującym obok niej była Venera-1, opracowana przez S.P. Rocket and Space Corporation Energia. Korolew (dziś NPO Energia). Pomimo tego, że utracono łączność z tym statkiem, a także z kilkoma innymi pojazdami misyjnymi, były takie, które były w stanie nie tylko zbadać skład chemiczny atmosfery, ale nawet dotrzeć do samej powierzchni.

Pierwszym statkiem kosmicznym wystrzelonym 12 czerwca 1967 roku, który był w stanie przeprowadzić badania atmosfery, była Venera 4. Moduł zniżania sondy został dosłownie zmiażdżony przez ciśnienie w atmosferze planety, ale moduł orbitalny zdołał dokonać szeregu cennych obserwacji i uzyskać pierwsze dane na temat temperatury, gęstości i składu chemicznego Wenus. Misja ustaliła, że ​​atmosfera planety składa się w 90% z dwutlenku węgla z niewielkimi ilościami tlenu i pary wodnej.

Instrumenty orbitera wykazały, że Wenus nie ma pasów radiacyjnych, a pole magnetyczne jest 3000 razy słabsze od pola magnetycznego Ziemi. Znajdujący się na pokładzie statku wskaźnik promieniowania ultrafioletowego Słońca ujawnił koronę wodorową Wenus, w której zawartość wodoru była około 1000 razy mniejsza niż w górnych warstwach atmosfery ziemskiej. Dane zostały później potwierdzone przez misje Venera 5 i Venera 6.

Dzięki tym i kolejnym badaniom naukowcy mogą dziś wyróżnić dwie szerokie warstwy atmosfery Wenus. Pierwszą i główną warstwą są chmury, które pokrywają całą planetę w nieprzeniknionej kuli. Drugie to wszystko poniżej tych chmur. Chmury otaczające Wenus rozciągają się na wysokość od 50 do 80 kilometrów nad powierzchnią planety i składają się głównie z dwutlenku siarki (SO2) i kwasu siarkowego (H2SO4). Chmury te są tak gęste, że odbijają 60% całego światła słonecznego, które Wenus otrzymuje z powrotem w przestrzeń kosmiczną.

Druga warstwa, znajdująca się pod chmurami, spełnia dwie główne funkcje: gęstość i skład. Łączny wpływ tych dwóch funkcji na planetę jest ogromny – sprawia, że ​​Wenus jest najgorętszą i najmniej gościnną ze wszystkich planet Układu Słonecznego. Ze względu na efekt cieplarniany temperatura warstwy może osiągnąć 480°C, co pozwala na ogrzanie powierzchni Wenus do maksymalnych temperatur w naszym układzie.

Chmury Wenus

Wykorzystując obserwacje z satelity Venus Express Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) naukowcom udało się po raz pierwszy wykazać, w jaki sposób warunki pogodowe w grubych warstwach chmur Wenus są powiązane z topografią jej powierzchni. Okazało się, że chmury Wenus mogą nie tylko uniemożliwić obserwację powierzchni planety, ale także dać wskazówki, co dokładnie się na niej znajduje.

Uważa się, że Wenus jest bardzo gorąca ze względu na niesamowity efekt cieplarniany, który podgrzewa jej powierzchnię do temperatury 450 stopni Celsjusza. Klimat na powierzchni jest przygnębiający, a ona sama jest bardzo słabo oświetlona, ​​gdyż pokryta jest niesamowicie grubą warstwą chmur. Jednocześnie wiatr obecny na planecie ma prędkość nieprzekraczającą prędkości łatwego truchtu - 1 metr na sekundę.

Jednak oglądana z daleka planeta, zwana także siostrą Ziemi, wygląda zupełnie inaczej - planetę otaczają gładkie, jasne chmury. Chmury te tworzą grubą, dwudziestokilometrową warstwę, która leży nad powierzchnią i dlatego jest znacznie zimniejsza niż sama powierzchnia. Typowa temperatura tej warstwy wynosi około -70 stopni Celsjusza, co jest porównywalne z temperaturami panującymi na wierzchołkach chmur na Ziemi. W górnej warstwie chmury warunki pogodowe są znacznie bardziej ekstremalne, wiatr wieje setki razy szybciej niż na powierzchni, a nawet większa prędkość obrót samej Wenus.

Dzięki obserwacjom Venus Express naukowcom udało się znacząco ulepszyć mapę klimatyczną Wenus. Udało im się zidentyfikować trzy aspekty pochmurnej pogody na planecie: szybkość przemieszczania się wiatrów na Wenus, ilość wody zawartej w chmurach oraz jasność tych chmur w całym spektrum (w świetle ultrafioletowym).

„Nasze wyniki pokazały, że wszystkie te aspekty: wiatr, zawartość wody i skład chmur są w jakiś sposób powiązane z właściwościami powierzchni samej Wenus” – powiedział Jean-Loup Berto z Obserwatorium LATMOS we Francji, główny autor nowego badania Venus Express . „Wykorzystaliśmy obserwacje ze statku kosmicznego obejmujące okres sześciu lat, od 2006 do 2012 roku, co pozwoliło nam zbadać wzorce długoterminowych zmian pogody na planecie”.

Powierzchnia Wenus

Przed badaniami radarowymi planety najcenniejsze dane na powierzchni uzyskano za pomocą tego samego radzieckiego programu kosmicznego „Wenus”. Pierwszym pojazdem, który miękko wylądował na powierzchni Wenus, była sonda kosmiczna Venera 7 wystrzelona 17 sierpnia 1970 roku.

Pomimo tego, że jeszcze przed lądowaniem wiele przyrządów statku było już niesprawnych, udało mu się zidentyfikować wskaźniki ciśnienia i temperatury na powierzchni, które wynosiły 90 ± 15 atmosfer i 475 ± 20 ° C.

1 – pojazd zjazdowy;
2 – panele słoneczne;
3 – czujnik orientacji niebieskiej;
4 – panel ochronny;
5 – korekcyjny układ napędowy;
6 – rozdzielacze instalacji pneumatycznej z dyszami sterującymi;
7 – licznik cząstek kosmicznych;
8 – przedział orbitalny;
9 – chłodnica chłodnicy;
10 – antena dolnokierunkowa;
11 – antena silnie kierunkowa;
12 – zespół automatyki układu pneumatycznego;
13 – butla ze sprężonym azotem

Kolejna misja „Venera 8” okazała się jeszcze bardziej udana – udało się pozyskać pierwsze powierzchniowe próbki gleby. Dzięki zainstalowanemu na statku spektrometrowi gamma możliwe było określenie zawartości w skałach pierwiastków promieniotwórczych, takich jak potas, uran i tor. Okazało się, że gleba Wenus swoim składem przypomina skały ziemskie.

Pierwsze czarno-białe zdjęcia powierzchni wykonały sondy Venera 9 i Venera 10, które wystrzelono niemal jedna po drugiej i miękko wylądowały na powierzchni planety odpowiednio 22 i 25 października 1975 roku.

Następnie uzyskano pierwsze dane radarowe dotyczące powierzchni Wenus. Zdjęcia wykonano w 1978 roku, kiedy na orbitę planety przybył pierwszy amerykański statek kosmiczny Pioneer Venus. Mapy utworzone na podstawie zdjęć pokazały, że powierzchnia składa się głównie z równin, których powstanie spowodowane jest potężnymi strumieniami lawy, a także dwóch regionów górskich, zwanych Isztar Terra i Afrodyta. Dane zostały następnie potwierdzone przez misje Venera 15 i Venera 16, które sporządziły mapę północnej półkuli planety.

Pierwsze kolorowe obrazy powierzchni Wenus, a nawet nagrania dźwięku uzyskano za pomocą lądownika Venera 13. Kamera modułu wykonała 14 kolorowych i 8 czarno-białych zdjęć powierzchni. Po raz pierwszy do analizy próbek gleby wykorzystano także spektrometr fluorescencji rentgenowskiej, co umożliwiło identyfikację skały priorytetowej na miejscu lądowania – leucytowego bazaltu alkalicznego. Średnia temperatura powierzchni podczas pracy modułu wyniosła 466,85°C, a ciśnienie 95,6 bar.

Moduł wystrzelony po tym, jak sonda Venera-14 była w stanie przesłać pierwsze panoramiczne zdjęcia powierzchni planety:

Pomimo tego, że fotograficzne obrazy powierzchni planety uzyskane przy pomocy programu kosmicznego Wenus są w dalszym ciągu jedynymi i unikalnymi oraz stanowią najcenniejszy materiał naukowy, zdjęcia te nie mogły dać w dużej skali obrazu planety topografia. Po przeanalizowaniu uzyskanych wyników siły kosmiczne skupiły się na badaniach radarowych Wenus.

W 1990 roku statek kosmiczny Magellan rozpoczął pracę na orbicie Wenus. Udało mu się wykonać lepsze zdjęcia radarowe, które okazały się znacznie bardziej szczegółowe i pouczające. Okazało się na przykład, że z 1000 kraterów uderzeniowych odkrytych przez Magellana żaden nie miał średnicy większej niż dwa kilometry. To doprowadziło naukowców do przekonania, że ​​każdy meteoryt o średnicy mniejszej niż dwa kilometry po prostu spala się podczas przechodzenia przez gęstą atmosferę Wenus.

Ze względu na gęste chmury spowijające Wenus, szczegółów jej powierzchni nie można zobaczyć za pomocą prostych środków fotograficznych. Na szczęście naukowcom udało się wykorzystać metodę radarową do uzyskania niezbędnych informacji.

Chociaż zarówno fotografia, jak i radar działają w oparciu o zbieranie promieniowania odbijanego od obiektu, istnieją duże różnice w sposobie odbijania form promieniowania. Fotografia wychwytuje promieniowanie światła widzialnego, a mapy radarowe odzwierciedlają promieniowanie mikrofalowe. Zaleta wykorzystania radaru w przypadku Wenus była oczywista, gdyż promieniowanie mikrofalowe może przedostać się przez gęste chmury planety, podczas gdy światło potrzebne do fotografii nie jest w stanie tego zrobić.

Zatem dodatkowe badania rozmiarów kraterów pomogły rzucić światło na czynniki wskazujące na wiek powierzchni planety. Okazało się, że na powierzchni planety praktycznie nie ma małych kraterów uderzeniowych, ale nie ma też kraterów o dużej średnicy. To doprowadziło naukowców do przypuszczenia, że ​​powierzchnia powstała po okresie ciężkiego bombardowania między 3,8 a 4,5 miliarda lat temu, kiedy na planetach wewnętrznych utworzyła się duża liczba kraterów uderzeniowych. Oznacza to, że powierzchnia Wenus ma stosunkowo krótki wiek geologiczny.

Badanie aktywności wulkanicznej planety ujawniło jeszcze bardziej charakterystyczne cechy jej powierzchni.

Pierwszą cechą są opisane powyżej ogromne równiny, utworzone w przeszłości przez strumienie lawy. Równiny te zajmują około 80% całej powierzchni Wenus. Drugą charakterystyczną cechą są formacje wulkaniczne, które są bardzo liczne i różnorodne. Oprócz wulkanów tarczowych, które istnieją również na Ziemi (na przykład Mauna Loa), na Wenus odkryto wiele wulkanów płaskich. Wulkany te różnią się od tych na Ziemi tym, że mają charakterystyczny płaski kształt w kształcie dysku, co wynika z faktu, że cała lawa zawarta w wulkanie wybuchła jednocześnie. Po takiej erupcji lawa wypływa pojedynczym strumieniem, rozprzestrzeniając się kołowo.

Geologia Wenus

Podobnie jak inne planety typu ziemskiego, Wenus składa się zasadniczo z trzech warstw: skorupy, płaszcza i jądra. Jest jednak coś bardzo intrygującego – wnętrze Wenus (w przeciwieństwie do lub) jest bardzo podobne do wnętrza Ziemi. Ze względu na fakt, że nie jest jeszcze możliwe porównanie prawdziwego składu obu planet, takie wnioski wyciągnięto na podstawie ich cech. NA ten moment Uważa się, że skorupa Wenus ma grubość 50 kilometrów, jej płaszcz ma grubość 3000 kilometrów, a średnica jądra 6000 kilometrów.

Ponadto naukowcy wciąż nie mają odpowiedzi na pytanie, czy jądro planety jest płynne, czy stałe. Pozostaje tylko założyć, biorąc pod uwagę podobieństwo obu planet, że jest to ten sam płyn, co Ziemia.

Jednak niektóre badania wskazują, że rdzeń Wenus jest solidny. Aby udowodnić tę teorię, badacze przytaczają fakt, że na planecie znacząco brakuje pola magnetycznego. Mówiąc najprościej, planetarne pola magnetyczne powstają w wyniku przenoszenia ciepła z wnętrza planety na jej powierzchnię, a niezbędnym elementem tego przenoszenia jest płynne jądro. Niewystarczająca siła pól magnetycznych, zgodnie z tą koncepcją, wskazuje, że istnienie ciekłego jądra na Wenus jest po prostu niemożliwe.

Orbita i obrót Wenus

Najbardziej niezwykłym aspektem orbity Wenus jest jej jednakowa odległość od Słońca. Ekscentryczność orbity wynosi zaledwie 0,00678, co oznacza, że ​​orbita Wenus jest najbardziej kołową ze wszystkich planet. Co więcej, tak mały mimośród wskazuje, że różnica pomiędzy peryhelium Wenus (1,09 x 10 8 km) a jej aphelium (1,09 x 10 8 km) wynosi zaledwie 1,46 x 10 6 km.

Informacje o obrocie Wenus, a także dane o jej powierzchni pozostawały tajemnicą aż do drugiej połowy XX wieku, kiedy to uzyskano pierwsze dane radarowe. Okazało się, że obrót planety wokół własnej osi jest przeciwny do ruchu wskazówek zegara, patrząc z „górnej” płaszczyzny orbity, ale w rzeczywistości obrót Wenus jest wsteczny, czyli zgodny z ruchem wskazówek zegara. Przyczyna tego jest obecnie nieznana, ale istnieją dwie popularne teorie wyjaśniające to zjawisko. Pierwsza wskazuje na rezonans spinowo-orbitalny 3:2 Wenus z Ziemią. Zwolennicy tej teorii uważają, że w ciągu miliardów lat ziemska grawitacja zmieniła rotację Wenus do jej obecnego stanu.

Zwolennicy innej koncepcji wątpią, czy siła grawitacyjna Ziemi była na tyle silna, aby zmienić obrót Wenus w tak fundamentalny sposób. Zamiast tego odnoszą się do wczesnego okresu Układu Słonecznego, kiedy miało miejsce powstawanie planet. Zgodnie z tym poglądem pierwotny obrót Wenus był podobny do obrotu innych planet, ale został zmieniony na obecną orientację w wyniku zderzenia młodej planety z dużym planetozymalem. Zderzenie było tak potężne, że wywróciło planetę do góry nogami.

Drugim nieoczekiwanym odkryciem związanym z rotacją Wenus jest jej prędkość.

Aby dokonać pełnego obrotu wokół własnej osi, planeta potrzebuje około 243 ziemskich dni, czyli dzień na Wenus jest dłuższy niż na jakiejkolwiek innej planecie, a dzień na Wenus jest porównywalny z rokiem na Ziemi. Ale jeszcze więcej naukowców uderzył fakt, że rok na Wenus to prawie 19 dni ziemskich krócej niż jeden dzień na Wenus. Powtórzę raz jeszcze: żadna inna planeta w Układzie Słonecznym nie ma takich właściwości. Naukowcy kojarzą tę cechę właśnie z odwrotnym obrotem planety, którego cechy badania opisano powyżej.

• Wenus jest trzecim najjaśniejszym naturalnym obiektem na ziemskim niebie po Księżycu i Słońcu. Planeta ma jasność wizualną od -3,8 do -4,6 mag, dzięki czemu jest widoczna nawet w pogodny dzień.
  Wenus nazywana jest czasami „gwiazdą poranną” i „gwiazdą wieczorną”. Wynika to z faktu, że przedstawiciele starożytnych cywilizacji mylili tę planetę z dwiema różnymi gwiazdami, w zależności od pory dnia.
  Jeden dzień na Wenus trwa dłużej niż rok. Ze względu na powolny obrót wokół własnej osi, doba trwa 243 ziemskie dni. Rewolucja wokół orbity planety trwa 225 ziemskich dni.
  Wenus została nazwana na cześć rzymskiej bogini miłości i piękna. Uważa się, że starożytni Rzymianie nazywali ją tak ze względu na dużą jasność planety, która z kolei mogła pochodzić z czasów Babilonu, którego mieszkańcy nazywali Wenus „jasną królową nieba”.
  Wenus nie ma satelitów ani pierścieni.
  Miliardy lat temu klimat Wenus mógł być podobny do ziemskiego. Naukowcy uważają, że Wenus kiedyś obfitowała w wodę i oceany, ale wysokie temperatury i efekt cieplarniany wyparowały wodę, a powierzchnia planety jest obecnie zbyt gorąca i nieprzyjazna, aby mogło na niej istnieć życie.
  Wenus obraca się w kierunku przeciwnym do pozostałych planet. Większość innych planet obraca się wokół swojej osi w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara, ale Wenus, podobnie jak Wenus, obraca się zgodnie z ruchem wskazówek zegara. Nazywa się to rotacją wsteczną i może być spowodowane uderzeniem asteroidy lub innego obiektu kosmicznego, które zmieniło kierunek jej obrotu.
  Wenus to najgorętsza planeta w Układzie Słonecznym, której średnia temperatura powierzchni wynosi 462°C. Dodatkowo Wenus nie ma nachylenia swojej osi, co oznacza, że ​​na planecie nie ma pór roku. Atmosfera jest bardzo gęsta i zawiera 96,5% dwutlenku węgla, który zatrzymuje ciepło i powoduje efekt cieplarniany, który miliardy lat temu wyparował ze źródeł wody.
  Temperatura na Wenus praktycznie nie zmienia się wraz ze zmianą dnia i nocy. Dzieje się tak z powodu zbyt wolnego wiatru słonecznego poruszającego się po całej powierzchni planety.
  Wiek powierzchni Wenus wynosi około 300-400 milionów lat. (Wiek powierzchni Ziemi wynosi około 100 milionów lat.)
  Ciśnienie atmosferyczne na Wenus jest 92 razy wyższe niż na Ziemi. Oznacza to, że każda mała asteroida wchodząca w atmosferę Wenus zostanie zmiażdżona przez ogromne ciśnienie. To wyjaśnia brak małych kraterów na powierzchni planety. Ciśnienie to odpowiada ciśnieniu panującemu na głębokości około 1000 km. w oceanach Ziemi.

Wenus ma bardzo słabe pole magnetyczne. Zaskoczyło to naukowców, którzy spodziewali się, że Wenus będzie miała pole magnetyczne o sile podobnej do ziemskiej. Jeden z możliwe przyczyny Dzieje się tak dlatego, że Wenus ma solidny rdzeń wewnętrzny lub że nie ochładza się.
Wenus to jedyna planeta w Układzie Słonecznym, której nazwa pochodzi od kobiety.
Wenus jest najbliższą planetą Ziemi. Odległość od naszej planety do Wenus wynosi 41 milionów kilometrów.

Plus