Venere- il secondo pianeta dal Sole e il più vicino alla Terra. È l'oggetto celeste più luminoso (dopo il Sole e la Luna). Venere è visibile sia al tramonto che al mattino.

Di tutti i pianeti del sistema solare Venere per dimensioni e struttura è molto simile alla Terra. Con un diametro di 12.100 km, è il “gemello” del nostro pianeta. Ma nonostante questa vicinanza, è improbabile che gli astronauti riescano mai ad atterrare sulla sua superficie. La temperatura estremamente elevata e l'atmosfera densa non consentono a una persona di rimanere lì anche per un breve periodo.

Venere ha le sue caratteristiche, molto speciali, nel sistema solare. Tra tutti i pianeti, Venere è l'unico, ad eccezione di Urano, che ruota sul proprio asse da est a ovest. Tipicamente, i pianeti ruotano attorno al proprio asse nella stessa direzione in cui ruotano attorno al Sole, cioè da ovest a est. Gli astronomi chiamano la rotazione “inversa” di Venere retrograda.

Inoltre, il periodo di rotazione del pianeta Venere è piuttosto lungo, notevolmente più lungo del periodo orbitale. Venere impiega 243 giorni per completare una rotazione completa attorno al proprio asse, ma solo 225 giorni per completare la sua orbita solare quasi perfettamente circolare.

Ciò significa che, a differenza della Terra, la cui rotazione determina il ciclo del giorno e della notte, su Venere il periodo in cui il Sole rimane sopra l’orizzonte dipende dal periodo orbitale del pianeta attorno al luminare.

Struttura di Venere

Si ritiene che la struttura interna di Venere sia simile a struttura interna Terra: con crosta, mantello di materiali fusi e nucleo interno ferruginoso. Secondo il modello attuale, lo spessore del nucleo è di 3200 km, il mantello è di 2800 km e la crosta è di 20 km.

Il nucleo di ferro, sembrerebbe, dovrebbe generare un campo magnetico; in realtà è assente, apparentemente a causa delle peculiarità del movimento del pianeta. La lenta rotazione del pianeta è una spiegazione di questo fenomeno, anche se non del tutto convincente.

Ma il vento solare, quando sfonda gli strati superiori dell'atmosfera, li ionizza e forma un fronte atmosferico, creando un campo magnetico allungato, allungato nella direzione opposta alla direzione del vento solare.

Atmosfera di Venere

L'anidride carbonica costituisce il 96,5% dell'atmosfera totale, il restante 3,5% è azoto con tracce di ossigeno, monossido di carbonio, argon e anidride solforica. Inoltre c'è percentuale bassa vapore acqueo.

Forse, nelle prime fasi dell'evoluzione della Terra, la sua atmosfera era simile a quella di Venere. A causa del fatto che le sostanze che compongono l'atmosfera venusiana sono molto pesanti, la pressione sulla superficie del pianeta è molto maggiore della pressione atmosferica terrestre. È vicino al valore esistente sulla Terra a una profondità di 90 m sott'acqua - 90-95 atmosfere. Un astronauta su Venere sarebbe sottoposto a questa terribile forza, che lo appiattirebbe immediatamente. E la miscela di gas è tossica anche per l'uomo.

La maggiore densità e la particolare composizione dell'atmosfera provocano un effetto serra molto potente: gli strati inferiori dell'atmosfera trattengono il calore allo stesso modo in cui il calore viene trattenuto in una serra. Di conseguenza, la temperatura raggiunge i 475°C.

I moduli lanciati dalle sonde hanno rilevato la presenza di forti onde radio emesse da correnti elettriche, il che indica chiaramente che ci sono temporali su Venere, molto più forti e frequenti che sulla Terra.

Le osservazioni dell'atmosfera di Venere hanno evidenziato la presenza di forti venti negli strati superiori. In questi strati, le nuvole in movimento retrogrado compiono una rivoluzione completa attorno al pianeta in quattro giorni, mentre la sua rotazione attorno al proprio asse è di 243 giorni. All’aumentare dell’altitudine, la temperatura diminuisce. Ad esempio, a 100 km di altitudine la temperatura è di -90 °C.

Probabilmente Venere aveva oceani d'acqua sulla sua superficie poco dopo la sua formazione. Ma col passare del tempo, la radiazione del Sole (allora ancora molto giovane) divenne troppo forte e gli oceani iniziarono ad evaporare e l'anidride carbonica fu rilasciata dal suolo roccioso e si diffuse nell'atmosfera. Nel corso del tempo, l’effetto serra si è intensificato e la temperatura ha continuato a salire, aumentando l’evaporazione. Ben presto tutta l'acqua scomparve dalla superficie e dal suo contenuto diossido di carbonio nell'atmosfera divenne molto alta.


Una simulazione al computer di una vista di Venere senza nuvole (a sinistra) e un'immagine radar composita dello stesso emisfero (a destra), ottenuta durante la missione Magellano. Centro dell'inquadratura: 180 gradi di longitudine est (illustrazione NASA/USGS)

Superficie di Venere

La superficie di Venere è un deserto roccioso illuminato da una luce giallastra, dominata dall'arancione e colori marroni suolo. In assenza di mari si possono determinare caratteristiche orografiche (montagne o pianure); si sono stabilizzati su un livello medio, anche se sono presenti zone di alta montagna. Il rilievo comprende colline, pianure e piccole catene montuose. Ci sono anche pianure sul sito degli oceani preistorici del pianeta.

Con l'aiuto delle sonde, in particolare Magellan, si è scoperto che su Venere si svolge attività vulcanica. Questa conclusione è stata fatta sulla base delle scansioni di alcune aree, che hanno mostrato la presenza di opacità superficiale, indicando la presenza di lava recentemente eruttata. Infatti, sotto l'influenza della densa atmosfera del pianeta, la parte superficiale del magma subisce molto rapidamente l'erosione, rivelando uno strato di solfuro di ferro, che riflette molto bene i raggi radar, poiché è un buon conduttore.

La composizione delle rocce venusiane è simile a quella delle rocce basaltiche terrestri. Allo stesso tempo, la morfologia e i risultati dell'attività tettonica (crateri, vulcani, cadute di meteoriti, terremoti) sono così diversi che si può supporre un quadro molto ricco e violento. storia geologica.

Su Venere si possono distinguere due aree che suggeriscono la presenza di continenti perché si trovano ad un'altitudine significativa al di sopra del livello medio della superficie. Queste regioni, la Terra di Ishtar e la Terra di Afrodite, si trovano rispettivamente nell'emisfero settentrionale e a sud dell'equatore, che interseca la Terra di Afrodite nella sua parte settentrionale.

La Terra di Ishtar è di dimensioni leggermente più piccole degli Stati Uniti e ospita la vetta più alta del pianeta, il Monte Maxwell, con i suoi 11 km di altezza.

La terra di Afrodite è leggermente più grande dell'Africa. C'è il Monte Maat, un vulcano alto 8 km circondato da una pianura di lava appena eruttata, che indica la presenza di attività vulcanica su Venere. In questo continente esiste un sistema di canyon di origine tettonica, che si estende per centinaia di chilometri, profondo 2-4 km e largo fino a 280 km.

Caratteristiche di Venere

Distanza media dal Sole - 108,2 milioni di km (minimo - 107,4; massimo - 109)
Diametro equatoriale - 12.103 km
La velocità media del movimento orbitale attorno al Sole è 35,03 km/s
Periodo di rotazione - 243 giorni 00 ore 14 minuti (retrogrado)
Periodo di circolazione - 224,7 giorni
Satelliti conosciuti: nessuno
Massa (Terra = 1) - 0,815
Volume (Terra = 1) - 0,857
Densità media: 5,25 g/cm3
La temperatura media sulla superficie è di circa 470°C
Deviazione dell'asse - 117° 3"
Deviazione orbitale rispetto all'eclittica - 3°4"
Pressione superficiale (Terra = 1) - 90
Atmosfera: anidride carbonica (96,5%), azoto (3,5%), tracce di ossigeno e altri elementi.

Distanza media dal Sole: 108,2 km

(minimo 107,4 massimo 109)

Diametro dell'equatore: 12.103 km

Velocità media di rivoluzione attorno al Sole: 35,03 km/s

Periodo di rotazione attorno al proprio asse: 243 giorni. 00:14 min

(retrogrado)

Periodo di rivoluzione attorno al Sole: 224,7 giorni.

Satelliti: nessuno

Volume (Terra = 1): 0,857

Densità media: 5,25 g/cm3

Temperatura media superficiale: +470°C

Inclinazione dell'asse: 177°3"

Inclinazione orbitale rispetto all'eclittica: 3°4"

Pressione superficiale (Terra=1): 90

Atmosfera: anidride carbonica (96%), azoto (3,2%), contiene anche ossigeno e altri elementi

- il secondo pianeta più grande del sistema solare in termini di distanza dal Sole e il pianeta più vicino alla Terra. Questa è la luce più brillante nel cielo (dopo il Sole e la Luna) sia al tramonto che al mattino.

L'esistenza di Venere è nota da tempo immemorabile, ma per la prima volta Galileo osservò le fasi di questo pianeta con l'aiuto di un telescopio. I primi osservatori attraverso un telescopio lo notarono nei loro disegni montagne alte, sembrava loro che le montagne separassero la parte luminosa del pianeta da quella oscura. Si trattava infatti di un fenomeno causato dalla turbolenza atmosferica. Il fatto è che è impossibile vedere le parti sporgenti del rilievo di Venere a causa dell'atmosfera densa e illuminata. È impossibile vedere i dettagli attraverso un telescopio; solo le nuvole sono in vista. Per diversi secoli c'è stato un gran numero di teorie sulla superficie di Venere. Le teorie sono state create in assenza di dati accurati su questo pianeta. Alcuni scienziati hanno sostenuto che le condizioni ambiente i pianeti sono simili a quelli della Terra. Altri, anche dopo aver ricevuto informazioni su condizioni di temperatura pianeti, cioè che la temperatura di Venere è molto più alta di quella terrestre, si riteneva possibile che sulla sua superficie potessero esistere giungle tropicali umide.

Rotazione attorno al proprio asse

Tra tutti i pianeti che compongono il Sistema Solare, Venere è l'unico, ad eccezione di Urano, che ruota attorno al proprio asse nella direzione da est a ovest. Di norma, i corpi celesti ruotano attorno al Sole nella stessa direzione attorno al proprio asse, da ovest a est.
Venere è caratterizzata da un'insolita combinazione di direzioni e periodi di rotazione e rivoluzione attorno al Sole. Gli astronomi chiamavano “retrogrado” il movimento “irregolare” di Venere. La bassa velocità di rotazione è leggermente superiore alla velocità di rivoluzione attorno al Sole. Il periodo di rotazione di Venere è di 243 giorni; per percorrere un'orbita circolare attorno al Sole, Venere impiega 225 giorni.
Sulla Terra, il cambiamento del giorno e della notte è determinato dalla rotazione del pianeta attorno al proprio asse; su Venere, il periodo in cui il Sole rimane sopra l'orizzonte dipende dalla durata della sua rotazione attorno al Sole.

Superficie di Venere

Esiste la possibilità che dopo la formazione di Venere, la sua superficie fosse ricoperta da una grande quantità d'acqua. Nel corso del tempo è iniziato un processo a seguito del quale, da un lato, si verifica l'evaporazione dei mari e, dall'altro, il rilascio nell'atmosfera dell'anidride carbonica, che fa parte delle rocce. L’effetto serra porta a temperature più elevate e ad una maggiore evaporazione dell’acqua. Nel corso del tempo, l'acqua scompare dalla superficie di Venere e la maggior parte dell'anidride carbonica passa nell'atmosfera.

La superficie di Venere è un deserto roccioso, illuminato da una luce giallastra, con una predominanza dei toni arancioni e marroni del rilievo. In superficie ci sono pianure ondulate e montagne occasionali. Sulla base della presenza di alcune depressioni, possiamo concludere che sul pianeta esistevano oceani preistorici.

Le stazioni interplanetarie hanno registrato tracce di attività vulcanica relativamente recente. In secondo luogo, dalla natura della riflessione delle onde mediante il radar, possiamo concludere che ci sono aree opache della superficie, a quanto pare si tratta di lava emersa di recente dalle profondità. La densa atmosfera del pianeta favorisce una rapida erosione e il solfato di ferro riflette attivamente gli echi radar.

Le rocce di Venere sono simili nella composizione alle rocce basaltiche terrestri. La morfologia del paesaggio osservata sul pianeta, i crateri formatisi a seguito di eruzioni vulcaniche e bombardamenti di meteoriti, e vari fenomeni tettonici indicano un passato geologico molto complesso e attivo.

Continenti

Basandosi sulla natura delle elevazioni nell’emisfero settentrionale e a sud dell’equatore rispetto al livello medio della superficie del pianeta, gli scienziati hanno concluso che lì si trovano i cosiddetti continenti. Erano chiamati il ​​continente Istar e il continente Afrodite. La prima è un'area leggermente più piccola degli Stati Uniti d'America, che ne contengono la maggior parte alte vette pianeti - Monti Maxwell, la loro altezza raggiunge gli 11 km. Il continente di Afrodite è più grande dell'Africa. C'è il Monte Maat, un vulcano alto 8 km da cui è eruttata la lava nel recente passato.

In questo continente esiste un complesso sistema di enormi canyon di origine tettonica. La loro lunghezza a volte raggiunge centinaia di chilometri, profondità 2-4 km, larghezza fino a 280 km.

Struttura interna Venere

La struttura di Venere, come quella della Terra, comprende una crosta, un mantello e un nucleo. Lo spessore della crosta è di circa 20 km, il mantello è una sostanza fusa e si estende per 2800 km. Il raggio del nucleo contenente ferro è di circa 3200 km. In linea di principio, un tale nucleo dovrebbe creare un campo magnetico, ma non è quasi pronunciato.

Pianeta Venere

Informazioni generali sul pianeta Venere. Sorella della Terra

Fig.1 Venere. Fotografia di MESSENGER del 14 gennaio 2008. Crediti: NASA/Laboratorio di fisica applicata della Johns Hopkins University/Carnegie Institution di Washington

Venere è il secondo pianeta dal Sole, per dimensioni, gravità e composizione molto simile alla nostra Terra. Allo stesso tempo, è l'oggetto più luminoso nel cielo dopo il Sole e la Luna, raggiungendo una magnitudine di -4,4.

Il pianeta Venere è stato studiato molto bene, perché è stato visitato da oltre una dozzina di veicoli spaziali, ma gli astronomi hanno ancora alcune domande. Eccone solo alcuni:

La prima delle domande riguarda la rotazione di Venere: la sua velocità angolare è proprio tale che durante la congiunzione inferiore Venere guarda la Terra sempre dallo stesso lato. Le ragioni di tale coerenza tra la rotazione di Venere e il moto orbitale della Terra non sono ancora chiare...

La seconda domanda è la fonte del movimento dell'atmosfera di Venere, che è un gigantesco vortice continuo. Inoltre, questo movimento è molto potente ed è caratterizzato da una sorprendente costanza. Che tipo di forze creano un vortice atmosferico di tali dimensioni non è noto?

E l'ultima, terza domanda: c'è vita sul pianeta Venere? Il fatto è che ad un'altitudine di diverse decine di chilometri nello strato nuvoloso di Venere si osservano condizioni abbastanza adatte alla vita degli organismi: temperatura non molto elevata, pressione adeguata, ecc.

Va notato che solo mezzo secolo fa c'erano molte più domande relative a Venere. Gli astronomi non sapevano nulla della superficie del pianeta, non conoscevano la composizione della sua straordinaria atmosfera, non conoscevano le proprietà della sua magnetosfera e molto altro ancora. Ma sapevano come trovare Venere nel cielo notturno, osservare le sue fasi associate al movimento del pianeta attorno al Sole, ecc. Leggi di più su come condurre tali osservazioni di seguito.

Osservando il pianeta Venere dalla Terra

Fig.2 Vista del pianeta Venere dalla Terra. Credito: Carol Lakomiak

Poiché Venere è più vicino al Sole che alla Terra, non appare mai troppo distante da esso: l'angolo massimo tra esso e il Sole è di 47,8°. A causa di queste peculiarità della sua posizione nel cielo terrestre, Venere raggiunge la sua massima luminosità poco prima dell'alba o qualche tempo dopo il tramonto. Nel corso di 585 giorni, i periodi della sua visibilità serale e mattutina si alternano: all'inizio del periodo Venere è visibile solo al mattino, poi - dopo 263 giorni, si avvicina molto al Sole e la sua luminosità non non permettere che il pianeta venga visto per 50 giorni; segue poi il periodo di visibilità serale di Venere, della durata di 263 giorni, finché il pianeta scompare nuovamente per 8 giorni, ritrovandosi tra la Terra e il Sole. Successivamente, l'alternanza di visibilità viene ripetuta nello stesso ordine.

È facile riconoscere il pianeta Venere, perché nel cielo notturno è il luminare più luminoso dopo il Sole e la Luna, raggiungendo una magnitudine massima di -4,4. Una caratteristica distintiva del pianeta è la sua piatta Colore bianco.

Fig.3 Cambio di fase di Venere. Credito: sito web

Osservando Venere, anche con un piccolo telescopio, puoi vedere come cambia l'illuminazione del suo disco nel tempo, ad es. si verifica un cambiamento di fasi, osservato per la prima volta da Galileo Galilei nel 1610. Nell'avvicinamento più vicino al nostro pianeta, solo una piccola parte di Venere rimane santificata e assume la forma di una sottile falce. L'orbita di Venere in questo momento forma un angolo di 3,4° rispetto all'orbita della Terra, quindi di solito passa appena sopra o appena sotto il Sole ad una distanza fino a diciotto diametri solari.

Ma a volte si osserva una situazione in cui il pianeta Venere si trova approssimativamente sulla stessa linea tra il Sole e la Terra, e quindi si può vedere un fenomeno astronomico estremamente raro: il passaggio di Venere attraverso il disco del Sole, in cui il Il pianeta assume la forma di una piccola “macchia” scura con un diametro di 1/30 di quello del Sole.

Fig.4 Transito di Venere sul disco del Sole. Immagine dal satellite TRACE della NASA, 6 agosto 2004. Credito: NASA

Questo fenomeno si verifica circa 4 volte in 243 anni: prima si osservano 2 passaggi invernali con una periodicità di 8 anni, poi dura un periodo di 121,5 anni, e altri 2 passaggi, questa volta estivi, si verificano con la stessa periodicità di 8 anni. I transiti invernali di Venere saranno quindi osservabili solo dopo 105,8 anni.

Va notato che se la durata del ciclo di 243 anni è un valore relativamente costante, allora la periodicità tra i transiti invernali ed estivi al suo interno cambia a causa di piccole discrepanze nei periodi dei pianeti che ritornano ai punti di connessione delle loro orbite .

Pertanto, fino al 1518, la sequenza interna dei transiti di Venere sembrava "8-113,5-121,5", e prima del 546 c'erano 8 transiti, gli intervalli tra i quali erano 121,5 anni. La sequenza attuale rimarrà fino al 2846, dopodiché sarà sostituita da un'altra: “105.5-129.5-8”.

L'ultimo transito del pianeta Venere, durato 6 ore, è stato osservato l'8 giugno 2004, il prossimo avverrà il 6 giugno 2012. Poi ci sarà una pausa, che finirà solo nel dicembre 2117.

Storia dell'esplorazione del pianeta Venere

Fig.5 Rovine dell'osservatorio nella città di Chichen Itza (Messico). Fonte: wikipedia.org.

Il pianeta Venere, insieme a Mercurio, Marte, Giove e Saturno, era noto alle persone dell'era neolitica (nuova età della pietra). Il pianeta era ben noto agli antichi greci, egiziani, cinesi, babilonesi e America Centrale, tribù dell'Australia settentrionale. Ma, a causa della peculiarità di osservare Venere solo al mattino o alla sera, gli antichi astronomi credevano di vedere oggetti celesti completamente diversi, e quindi chiamavano la Venere mattutina con un nome e la Venere serale con un altro. Così i Greci diedero il nome Vespro alla Venere della sera e Fosforo alla Venere del mattino. Gli antichi egizi diedero al pianeta anche due nomi: Tayoumutiri - la Venere del mattino e Owaiti - la Venere della sera. Gli indiani Maya chiamavano Venere Noh Ek - "Grande Stella" o Xux Ek - "Stella della Vespa" e sapevano come calcolarne il periodo sinodico.

I primi a capire che Venere del mattino e della sera sono lo stesso pianeta furono i Pitagorici greci; poco dopo, un altro greco antico, Eraclide del Ponto, suggerì che Venere e Mercurio ruotassero attorno al Sole, non alla Terra. Più o meno nello stesso periodo, i Greci diedero al pianeta il nome della dea dell'amore e della bellezza Afrodite.

Ma cosa è normale persone moderne Il pianeta ricevette il nome "Venere" dai romani, che lo chiamarono in onore della dea protettrice dell'intero popolo romano, che nella mitologia romana occupava lo stesso posto di Afrodite in greca.

Come puoi vedere, gli antichi astronomi osservavano solo il pianeta, calcolando contemporaneamente i periodi di rotazione sinodica e disegnando mappe cielo stellato. Sono stati fatti anche tentativi per calcolare la distanza dalla Terra al Sole osservando Venere. Per fare ciò è necessario, quando un pianeta passa direttamente tra il Sole e la Terra, utilizzando il metodo della parallasse, misurare piccole differenze negli orari di inizio o di fine del passaggio in due punti abbastanza distanti del nostro pianeta. La distanza tra i punti viene successivamente utilizzata come lunghezza della base per determinare le distanze dal Sole e da Venere utilizzando il metodo della triangolazione.

Gli storici non sanno quando gli astronomi osservarono per la prima volta il passaggio del pianeta Venere sul disco del Sole, ma conoscono il nome della persona che per prima predisse tale passaggio. Fu l'astronomo tedesco Giovanni Keplero a predire il passaggio del 1631. Tuttavia, nell’anno previsto, a causa di qualche imprecisione della previsione kepleriana, nessuno osservò il passaggio in Europa…

Fig.6 Jerome Horrocks osserva il passaggio del pianeta Venere attraverso il disco del Sole. Fonte: wikipedia.org.

Ma un altro astronomo, Jerome Horrocks, dopo aver affinato i calcoli di Keplero, scoprì gli esatti periodi di ripetizione dei transiti, e il 4 dicembre 1639, dalla sua casa di Much Hoole in Inghilterra, poté vedere con i propri occhi il passaggio di Venere attraverso il disco del Sole.

Usando un semplice telescopio, Horrocks proiettò il disco solare su una tavola dove gli occhi dell'osservatore potevano vedere in sicurezza tutto ciò che accadeva sullo sfondo del disco solare. E alle 15:15, appena mezz'ora prima del tramonto, Horrocks vide finalmente il passaggio previsto. Usando le sue osservazioni, l'astronomo inglese cercò di stimare la distanza dalla Terra al Sole, che risultò pari a 95,6 milioni di km.

Nel 1667 Giovanni Domenico Cassini fece il primo tentativo di determinare il periodo di rotazione di Venere attorno al proprio asse. Il valore ottenuto era molto lontano da quello reale e ammontava a 23 ore e 21 minuti. Ciò era dovuto al fatto che Venere doveva essere osservata solo una volta al giorno e solo per diverse ore. Puntando il telescopio verso il pianeta per diversi giorni e vedendo sempre la stessa immagine, Cassini giunse alla conclusione che il pianeta Venere aveva compiuto una rivoluzione completa attorno al proprio asse.

Dopo le osservazioni di Horrocks e Cassini e conoscendo i calcoli di Keplero, gli astronomi di tutto il mondo attendevano con impazienza la prossima opportunità di osservare il transito di Venere. E tale opportunità si presentò loro nel 1761. Tra gli astronomi che hanno effettuato osservazioni c'era il nostro scienziato russo Mikhail Vasilyevich Lomonosov, che ha scoperto un anello luminoso attorno al disco scuro di Venere quando il pianeta è entrato nel disco solare, così come quando ne è uscito. Lomonosov spiegò il fenomeno osservato, che in seguito prese il suo nome ("fenomeno di Lomonosov"), con la presenza su Venere di un'atmosfera in cui i raggi del sole venivano rifratti.

Otto anni dopo, le osservazioni furono continuate dall'astronomo inglese William Herschel e dall'astronomo tedesco Johann Schröter, che “scoprirono” l'atmosfera venusiana per la seconda volta.

Negli anni '60 del XIX secolo, gli astronomi iniziarono a tentare di determinare la composizione dell'atmosfera scoperta di Venere e, prima di tutto, di determinare la presenza di ossigeno e vapore acqueo in essa mediante l'analisi spettrale. Tuttavia non sono stati trovati né ossigeno né vapore acqueo. Dopo qualche tempo, già nel XX secolo, furono ripresi i tentativi di trovare i “gas della vita”: osservazioni e ricerche furono condotte da A. A. Belopolsky a Pulkovo (Russia) e Vesto Melvin Slifer a Flagstaff (USA).

Nello stesso XIX secolo. L'astronomo italiano Giovanni Schiaparelli tentò nuovamente di stabilire il periodo di rotazione di Venere attorno al proprio asse. Supponendo che la rotazione di Venere verso il Sole sia sempre un lato associato alla sua rotazione molto lenta, stabilì il periodo della sua rotazione attorno al proprio asse pari a 225 giorni, ovvero 18 giorni in meno di quello reale.

Fig.7 Osservatorio di Monte Wilson. Credito: MWOA

Nel 1923, Edison Pettit e Seth Nicholson presso l'Osservatorio di Mount Wilson in California (USA) iniziarono a misurare la temperatura delle nubi superiori di Venere, che furono successivamente effettuate da molti scienziati. Nove anni dopo, gli astronomi americani W. Adams e T. Denham dello stesso osservatorio rilevarono tre bande appartenenti all'anidride carbonica (CO 2) nello spettro di Venere. L'intensità delle bande ha portato alla conclusione che la quantità di questo gas nell'atmosfera di Venere è molte volte superiore al suo contenuto nell'atmosfera terrestre. Nessun altro gas è stato trovato nell'atmosfera venusiana.

Nel 1955, William Sinton e John Strong (USA) misurarono la temperatura dello strato nuvoloso di Venere, che risultò essere di -40°C, e addirittura inferiore in prossimità dei poli del pianeta.

Oltre agli americani, gli scienziati sovietici N.P. Barabashov, V.V. furono coinvolti nello studio dello strato nuvoloso del secondo pianeta dal Sole. Sharonov e V.I. Yezersky, astronomo francese B. Liot. La loro ricerca, così come la teoria della diffusione della luce da parte di dense atmosfere planetarie sviluppata da Sobolev, ha indicato che la dimensione delle particelle delle nubi di Venere è di circa un micrometro. Gli scienziati dovevano solo scoprire la natura di queste particelle e studiare più in dettaglio l'intero spessore dello strato nuvoloso di Venere, e non solo il suo limite superiore. E per questo è stato necessario inviare sul pianeta stazioni interplanetarie, che sono state successivamente create da scienziati e ingegneri dell'URSS e degli Stati Uniti.

La prima navicella spaziale lanciata sul pianeta Venere fu Venera 1. Questo evento ebbe luogo il 12 febbraio 1961. Tuttavia, dopo qualche tempo, la comunicazione con il dispositivo si perse e Venera-1 entrò in orbita come satellite del Sole.

Fig.8 "Venera-4". Credito: NSSDC

Fig.9 "Venera-5". Credito: NSSDC

Anche il tentativo successivo non ebbe successo: l'apparato Venera-2 volò a una distanza di 24mila km. dal pianeta. Solo il Venera 3, lanciato dall'Unione Sovietica nel 1965, riuscì ad avvicinarsi relativamente al pianeta e persino ad atterrare sulla sua superficie, cosa facilitata da un lander appositamente progettato. Ma a causa del guasto del sistema di controllo della stazione, non sono stati ricevuti dati su Venere.

2 anni dopo - il 12 giugno 1967, Venera-4 partì per il pianeta, equipaggiato anche con un modulo di discesa, il cui scopo era studiare le proprietà fisiche e la composizione chimica dell'atmosfera venusiana utilizzando 2 termometri a resistenza, un barometrico sensore, un densimetro atmosferico a ionizzazione e 11 cartucce - analizzatori di gas. Il dispositivo ha raggiunto il suo obiettivo stabilendo la presenza di un'enorme quantità di anidride carbonica, un debole campo magnetico che circonda il pianeta e l'assenza di cinture di radiazioni.

Nel 1969, con un intervallo di soli 5 giorni, furono inaugurate 2 stazioni interplanetarie numeri seriali 5 e 6.

I loro veicoli di discesa, dotati di trasmettitori radio, radioaltimetri e altre apparecchiature scientifiche, trasmettevano informazioni sulla pressione, temperatura, densità e composizione chimica dell'atmosfera durante la discesa. Si è scoperto che la pressione dell'atmosfera venusiana raggiunge le 27 atmosfere; Non è stato possibile verificare se potesse superare il valore specificato: i veicoli di discesa semplicemente non erano progettati per una pressione più elevata. La temperatura dell'atmosfera venusiana durante la discesa della navicella spaziale variava dai 25° ai 320°C. La composizione dell'atmosfera era dominata da anidride carbonica con una piccola quantità di azoto, ossigeno e una miscela di vapore acqueo.

Fig. 10 Marinaio 2. Credito: NASA/JPL

Oltre ai veicoli spaziali Unione Sovietica Lo studio del pianeta Venere è stato effettuato dagli apparecchi americani della serie Mariner, il primo dei quali con il numero di serie 2 (il n. 1 ha subito un incidente alla partenza) ha sorvolato il pianeta nel dicembre 1962, determinandone la temperatura superficie. Allo stesso modo, mentre sorvolava il pianeta nel 1967, Venere fu esplorata da un’altra navicella spaziale americana, la Mariner 5. Nell'eseguire il suo programma, il Quinto Marinaio ha confermato la predominanza dell'anidride carbonica nell'atmosfera di Venere e ha scoperto che la pressione nello spessore di questa atmosfera può raggiungere le 100 atmosfere e la temperatura i 400°C.

Va notato che lo studio del pianeta Venere negli anni '60. provenivano anch'essi dalla Terra. Pertanto, utilizzando metodi radar, gli astronomi americani e sovietici hanno stabilito che la rotazione di Venere è inversa e che il periodo di rotazione di Venere è di circa 243 giorni.

Il 15 dicembre 1970, la navicella spaziale Venera-7 raggiunse per la prima volta la superficie del pianeta e, dopo aver lavorato su di essa per 23 minuti, trasmise dati sulla composizione dell'atmosfera, sulla temperatura dei suoi vari strati, nonché sulla pressione, che , secondo i risultati delle misurazioni, risultava pari a 90 atmosfere.

Un anno e mezzo dopo, nel luglio 1972, un altro apparato sovietico sbarcò sulla superficie di Venere.

Utilizzando l'attrezzatura scientifica installata sul modulo di discesa, l'illuminazione sulla superficie di Venere è stata misurata pari a 350 ± 150 lux (come sulla Terra in una giornata nuvolosa) e la densità delle rocce superficiali pari a 1,4 g/cm 3 . Si è scoperto che le nuvole di Venere si trovano ad un'altitudine compresa tra 48 e 70 km, hanno una struttura a strati e sono costituite da goccioline di acido solforico all'80%.

Nel febbraio 1974, il Mariner 10 sorvolò Venere, fotografandone la copertura nuvolosa per 8 giorni per studiare la dinamica dell'atmosfera. Dalle immagini risultanti è stato possibile determinare che il periodo di rotazione dello strato nuvoloso venusiano è di 4 giorni. Si è anche scoperto che questa rotazione avviene in senso orario se vista dal polo nord del pianeta.

Fig. 11 Veicolo di discesa Venera-10. Credito: NSSDC

Pochi mesi dopo, nell'ottobre 1974, atterrarono sulla superficie di Venere le navicelle sovietiche con i numeri di serie 9 e 10. Dopo essere atterrate a 2200 km l'una dall'altra, trasmisero alla Terra le prime panoramiche della superficie nei luoghi di atterraggio. Nel giro di un'ora, i veicoli di discesa trasmettevano informazioni scientifiche dalla superficie ai veicoli spaziali, che venivano trasferiti nelle orbite dei satelliti artificiali di Venere e trasmessi alla Terra.

Va notato che dopo i voli "Vener-9 e 10", l'Unione Sovietica ha lanciato tutti i veicoli spaziali di questa serie in coppia: prima un dispositivo è stato inviato sul pianeta, poi un altro con un intervallo di tempo minimo.

Così, nel settembre 1978, Venera-11 e Venera-12 andarono su Venere. Il 25 dicembre dello stesso anno, i loro veicoli di discesa raggiunsero la superficie del pianeta, scattando numerose fotografie e trasmettendone alcune alla Terra. In parte perché i coperchi della camera di protezione di uno dei veicoli di discesa non si sono aperti.

Durante la discesa degli apparecchi si registrarono scariche elettriche nell'atmosfera di Venere, estremamente potenti e frequenti. Quindi, uno dei dispositivi ha rilevato 25 scariche al secondo, l'altro - circa mille e uno dei tuoni è durato 15 minuti. Secondo gli astronomi, le scariche elettriche erano associate all'attività vulcanica attiva nei siti di discesa dei veicoli spaziali.

Nello stesso periodo, lo studio di Venere era già stato effettuato dalla navicella spaziale di serie americana Pioneer Venera 1, lanciata il 20 maggio 1978.

Entrato in un'orbita ellittica di 24 ore attorno al pianeta il 4 dicembre, il dispositivo ha effettuato la mappatura radar della superficie per un anno e mezzo, studiando la magnetosfera, la ionosfera e la struttura delle nuvole di Venere.

Fig. 12 "Pioneer-Venera-1". Credito: NSSDC

Dopo il primo “pioniere”, il secondo andò su Venere. Ciò accadde l'8 agosto 1978. Il 16 novembre, il primo e il più grande dei veicoli in discesa si separò dal veicolo; 4 giorni dopo, altri 3 veicoli in discesa si separarono. Il 9 dicembre tutti e quattro i moduli sono entrati nell'atmosfera del pianeta.

Sulla base dei risultati di uno studio sui veicoli di discesa Pioneer-Venera-2, è stata determinata la composizione dell'atmosfera di Venere, a seguito della quale si è scoperto che la concentrazione di argon-36 e argon-38 in essa è 50 -500 volte superiore alla concentrazione di questi gas nell'atmosfera terrestre. L'atmosfera è costituita principalmente da anidride carbonica, con piccole quantità di azoto e altri gas. Sotto le nuvole del pianeta sono state scoperte tracce di vapore acqueo e una concentrazione di ossigeno molecolare superiore al previsto.

Lo stesso strato di nuvole, come si è scoperto, è costituito da almeno 3 strati ben definiti.

Quello superiore, situato ad altitudini di 65-70 km, contiene gocce di acido solforico concentrato. Gli altri 2 strati hanno all'incirca la stessa composizione, con l'unica differenza che in quello più basso predominano le particelle di zolfo più grandi. Ad altitudini inferiori a 30 km. L'atmosfera di Venere è relativamente trasparente.

Durante la discesa, i dispositivi hanno effettuato misurazioni della temperatura, che hanno confermato il colossale effetto serra prevalente su Venere. Quindi, se a quote di circa 100 km la temperatura era di -93°C, poi in cima alle nuvole era di -40°C, per poi continuare ad aumentare, raggiungendo i 470°C in superficie...

Nell'ottobre-novembre 1981, con un intervallo di 5 giorni, partirono “Venera-13” e “Venera-14”, i cui veicoli di discesa a marzo, già l'82, raggiunsero la superficie del pianeta, trasmettendo immagini panoramiche di i siti di atterraggio sulla Terra, su cui era visibile il cielo venusiano giallo-verde, e dopo aver esaminato la composizione del suolo venusiano, in cui trovarono: silice (fino al 50% della massa totale del suolo), allume di alluminio ( 16%), ossidi di magnesio (11%), ferro, calcio ed altri elementi. Inoltre, con l'aiuto di un dispositivo di registrazione del suono installato su Venera 13, gli scienziati hanno sentito per la prima volta i suoni di un altro pianeta, vale a dire il tuono.

Fig. 13 Superficie del pianeta Venere. Foto dalla navicella spaziale Venera 13 scattata il 1 marzo 1982. Credito: NSSDC

Il 2 giugno 1983, l'AMS (stazione interplanetaria automatica) Venera-15 partì per il pianeta Venere, che entrò in un'orbita polare attorno al pianeta il 10 ottobre dello stesso anno. Il 14 ottobre venne messa in orbita Venera-16, lanciata 5 giorni dopo. Entrambe le stazioni sono state progettate per studiare il terreno venusiano utilizzando i radar installati a bordo. Dopo aver lavorato insieme per più di otto mesi, le stazioni hanno ottenuto un’immagine della superficie del pianeta in un’area molto vasta: dal Polo Nord fino a circa 30° di latitudine nord. Come risultato dell'elaborazione di questi dati, è stata compilata una mappa dettagliata dell'emisfero settentrionale di Venere su 27 fogli ed è stato pubblicato il primo atlante del rilievo del pianeta, che, tuttavia, copriva solo il 25% della sua superficie. Inoltre, sulla base dei materiali delle telecamere, i cartografi sovietici e americani, nell'ambito del primo progetto internazionale sulla cartografia extraterrestre, svoltosi sotto gli auspici dell'Accademia delle Scienze e della NASA, hanno creato congiuntamente una serie di tre mappe panoramiche di Venere settentrionale. La presentazione di questa serie di mappe, intitolata “Magellan Flight Planning Kit”, ebbe luogo nell'estate del 1989 al Congresso Geologico Internazionale di Washington.

Fig. 14 Modulo di discesa dell'AMS "Vega-2". Credito: NSSDC

Dopo Venere, lo studio del pianeta fu continuato dalla navicella spaziale sovietica della serie Vega. C'erano due di questi dispositivi: Vega-1 e Vega-2, che, con una differenza di 6 giorni, furono lanciati su Venere nel 1984. Sei mesi dopo, i dispositivi si avvicinarono al pianeta, da essi si separarono i moduli di discesa che, entrati nell'atmosfera, si divisero anche in moduli di atterraggio e sonde a palloncino.

2 sonde a palloncino, dopo aver riempito i gusci dei loro paracadute con elio, sono andate alla deriva ad un'altitudine di circa 54 km in diversi emisferi del pianeta e hanno trasmesso dati per due giorni, durante i quali hanno volato per una distanza di circa 12mila km. La velocità media alla quale le sonde hanno percorso questo percorso è stata di 250 km/h, facilitata dalla potente rotazione globale dell'atmosfera venusiana.

I dati della sonda hanno mostrato la presenza di processi molto attivi nello strato nuvoloso, caratterizzati da potenti correnti ascendenti e discendenti.

Quando la sonda Vega-2 volò nella regione di Afrodite sopra un picco alto 5 km, cadde in una sacca d'aria, scendendo bruscamente di 1,5 km. Entrambe le sonde hanno registrato anche scariche di fulmini.

Durante la discesa i lander studiarono lo strato nuvoloso e la composizione chimica dell'atmosfera, dopodiché, dopo aver effettuato un atterraggio morbido sulla pianura di Rusalka, iniziarono ad analizzare il suolo misurando gli spettri di fluorescenza dei raggi X. In entrambi i punti in cui sono atterrati i moduli, hanno scoperto rocce con un contenuto relativamente basso di elementi radioattivi naturali.

Nel 1990, durante l'esecuzione di manovre gravitazionali, la navicella spaziale Galileo sorvolò Venere, da cui fu fotografata dallo spettrometro a infrarossi NIMS, a seguito del quale si scoprì che alle lunghezze d'onda 1.1, 1.18 e 1, il segnale di 02 µm è correlato con il topografia superficiale, cioè per le frequenze corrispondenti ci sono “finestre” attraverso le quali è visibile la superficie del pianeta.

Fig. 15 Caricamento della stazione interplanetaria Magellano nel vano di carico della navicella Atlantis. Credito: JPL

Un anno prima, il 4 maggio 1989, la stazione interplanetaria Magellano della NASA partì per il pianeta Venere, che, lavorando fino all'ottobre 1994, ricevette fotografie di quasi tutta la superficie del pianeta, eseguendo contemporaneamente una serie di esperimenti.

L'indagine è stata effettuata fino al settembre 1992, coprendo il 98% della superficie del pianeta. Entrato in un'orbita polare allungata attorno a Venere nell'agosto 1990 con un'altitudine compresa tra 295 e 8500 km e un periodo orbitale di 195 minuti, il dispositivo ha mappato una stretta striscia con una larghezza da 17 a 28 km e una lunghezza di circa 70 mila km ciascuna. avvicinamento al pianeta. In totale c'erano 1800 strisce di questo tipo.

Perché Magellan ha filmato ripetutamente molte aree da diverse angolazioni, il che ha permesso di creare un modello tridimensionale della superficie, oltre a esplorare possibili cambiamenti nel paesaggio. L'immagine stereo è stata ottenuta per il 22% della superficie venusiana. Inoltre, sono stati compilati: una mappa delle altezze della superficie di Venere, ottenuta utilizzando un altimetro (altimetro) e una mappa della conduttività elettrica delle sue rocce.

Sulla base dei risultati delle immagini, in cui si distinguevano facilmente dettagli fino a 500 m di dimensione, si è scoperto che la superficie del pianeta Venere è occupata principalmente da pianure collinari ed è relativamente giovane per gli standard geologici - circa 800 milioni di anni vecchio. Ci sono relativamente pochi crateri meteoritici sulla superficie, ma spesso si trovano tracce di attività vulcanica.

Dal settembre 1992 al maggio 1993 Magellano studiò il campo gravitazionale di Venere. Durante questo periodo, non effettuò radar di superficie, ma trasmise un segnale radio costante sulla Terra. Modificando la frequenza del segnale è stato possibile determinare i più piccoli cambiamenti nella velocità del dispositivo (il cosiddetto effetto Doppler), che ha permesso di identificare tutte le caratteristiche del campo gravitazionale del pianeta.

A maggio Magellano ha avviato il suo primo esperimento: l'applicazione pratica della tecnologia della frenatura atmosferica per chiarire le informazioni precedentemente ottenute sul campo gravitazionale di Venere. Per fare ciò, il punto più basso dell'orbita è stato leggermente abbassato in modo che il dispositivo toccasse gli strati superiori dell'atmosfera e modificasse i parametri orbitali senza sprecare carburante. Nel mese di agosto, l'orbita di Magellano correva ad altitudini comprese tra 180 e 540 km, con un periodo orbitale di 94 minuti. Sulla base dei risultati di tutte le misurazioni è stata compilata una “mappa gravitazionale”, che copre il 95% della superficie di Venere.

Infine, nel settembre 1994, fu effettuato l'esperimento finale, il cui scopo era studiare gli strati superiori dell'atmosfera. I pannelli solari del dispositivo furono dispiegati come le pale di un mulino a vento e l'orbita di Magellano fu ridotta. Ciò ha permesso di ottenere informazioni sul comportamento delle molecole negli strati più alti dell'atmosfera. L'11 ottobre l'orbita è stata abbassata per l'ultima volta e il 12 ottobre, entrando negli strati densi dell'atmosfera, si è perso il contatto con il dispositivo.

Durante il suo funzionamento, Magellan ha effettuato diverse migliaia di orbite attorno a Venere, fotografando il pianeta tre volte utilizzando radar a scansione laterale.

Fig. 16 Mappa cilindrica della superficie del pianeta Venere, compilata da fotografie della stazione interplanetaria Magellano. Credito: NASA/JPL

Dopo il volo di Magellano, ci fu una pausa nella storia dello studio di Venere da parte dei veicoli spaziali per 11 lunghi anni. Il programma di ricerca interplanetaria dell'Unione Sovietica fu ridotto, gli americani passarono ad altri pianeti, principalmente ai giganti gassosi: Giove e Saturno. E solo il 9 novembre 2005, l'Agenzia spaziale europea (ESA) ha inviato su Venere un veicolo spaziale di nuova generazione, Venus Express, creato sulla stessa piattaforma del Mars Express lanciato 2 anni prima.

Fig.17 Venere Express. Credito: ESA

5 mesi dopo il lancio, l'11 aprile 2006, il dispositivo arrivò sul pianeta Venere, entrando presto in un'orbita ellittica molto allungata e diventandone il satellite artificiale. Nel punto più distante dell'orbita dal centro del pianeta (apocentro), Venus Express si è portato a una distanza di 220mila chilometri da Venere, e nel punto più vicino (periapside) è passato a un'altitudine di soli 250 chilometri dal pianeta. superficie del pianeta.

Dopo qualche tempo, grazie a sottili correzioni dell'orbita, il pericentro di Venus Express si abbassò ancora più in basso, consentendo al dispositivo di entrare negli strati più alti dell'atmosfera e, a causa dell'attrito aerodinamico, più e più volte, leggermente ma sicuramente, rallentando la velocità, abbasseremo l'altitudine dell'apocentro. Di conseguenza, i parametri dell'orbita, che divennero circumpolari, acquisirono i seguenti parametri: l'altezza dell'apocentro - 66.000 chilometri, l'altezza del periapsi - 250 chilometri, il periodo orbitale del dispositivo - 24 ore.

I parametri dell'orbita di lavoro circumpolare di Venus Express non sono stati scelti a caso: il periodo orbitale di 24 ore è conveniente per una comunicazione regolare con la Terra: avvicinandosi al pianeta, il dispositivo raccoglie informazioni scientifiche e, allontanandosi da esso, conduce un Sessione di comunicazione di 8 ore, trasmettendo fino a 250 MB di informazioni. Un'altra caratteristica importante dell'orbita è la sua perpendicolarità all'equatore di Venere, motivo per cui il dispositivo ha l'opportunità di studiare in dettaglio le regioni polari del pianeta.

Entrando in un'orbita circumpolare, al dispositivo si è verificato un fastidioso problema: lo spettrometro PFS, progettato per studiare la composizione chimica dell'atmosfera, si è guastato, o meglio si è spento. Come si è scoperto, lo specchio che avrebbe dovuto cambiare lo “sguardo” dello strumento dalla sorgente di riferimento (a bordo della sonda) al pianeta era bloccato. Dopo diversi tentativi per aggirare il problema, gli ingegneri sono riusciti a ruotare lo specchio di 30 gradi, ma ciò non era sufficiente affinché il dispositivo funzionasse e alla fine è stato necessario spegnerlo.

Il 12 aprile, l'apparecchio ha fotografato per la prima volta il polo sud di Venere mai fotografato. Queste prime fotografie, scattate dallo spettrometro VIRTIS da 206.452 chilometri sopra la superficie, hanno rivelato un cratere scuro simile a una formazione simile sopra il polo nord del pianeta.

Fig. 18 Nubi sopra la superficie di Venere. Credito: ESA

Il 24 aprile, la fotocamera VMC ha acquisito una serie di immagini della copertura nuvolosa di Venere nella gamma degli ultravioletti, che è associata a un assorbimento significativo (50%) di questa radiazione nell'atmosfera del pianeta. Dopo aver agganciato una griglia di coordinate, il risultato è stato un'immagine a mosaico che copriva un'area significativa di nuvole. L'analisi di questa immagine ha rivelato strutture a nastro a basso contrasto che erano il risultato di forti venti.

Un mese dopo il suo arrivo, il 6 maggio alle 23:49 ora di Mosca (19:49 UTC), Venus Express è entrato nella sua orbita operativa permanente con un periodo orbitale di 18 ore.

Il 29 maggio, la stazione ha effettuato un'indagine a infrarossi della regione del polo sud, scoprendo un vortice dalla forma davvero inaspettata: con due “zone calme” collegate tra loro in modo complesso. Dopo aver studiato l'immagine in modo più dettagliato, gli scienziati sono giunti alla conclusione che di fronte a loro c'erano 2 diverse strutture che giacevano a diverse altezze. Quanto sia stabile questa formazione atmosferica non è ancora chiaro.

Il 29 luglio VIRTIS ha scattato 3 immagini dell'atmosfera di Venere, da cui è stato compilato un mosaico che ne mostra la complessa struttura. Le immagini sono state scattate ad intervalli di circa 30 minuti e già evidentemente non coincidevano ai confini, il che indica l'elevato dinamismo dell'atmosfera di Venere associato ai venti degli uragani che soffiano a velocità superiori a 100 m/sec.

Un altro spettrometro installato su Venus Express, SPICAV, ha scoperto che le nuvole nell'atmosfera di Venere possono raggiungere un'altezza di 90 chilometri sotto forma di nebbia densa e fino a 105 chilometri, ma sotto forma di foschia più trasparente. In precedenza, altri veicoli spaziali registravano le nuvole solo fino ad un'altezza di 65 chilometri sopra la superficie.

Inoltre, utilizzando l'unità SOIR come parte dello spettrometro SPICAV, gli scienziati hanno scoperto acqua "pesante" nell'atmosfera di Venere, che contiene atomi dell'isotopo pesante dell'idrogeno - deuterio. L'acqua ordinaria nell'atmosfera del pianeta è sufficiente a coprire l'intera superficie con uno strato di 3 centimetri.

A proposito, conoscendo la percentuale di "acqua pesante" rispetto all'acqua ordinaria, puoi stimare la dinamica Bilancio idrico Venere passata e presente. Sulla base di questi dati, è stato suggerito che in passato sul pianeta avrebbe potuto esserci un oceano profondo diverse centinaia di metri.

Un altro importante strumento scientifico installato su Venus Express, l'analizzatore di plasma ASPERA, ha registrato l'elevata velocità di fuga di materia dall'atmosfera di Venere, e ha tracciato anche le traiettorie di altre particelle, in particolare degli ioni di elio di origine solare.

"Venus Express" continua a funzionare fino ad oggi, sebbene la durata stimata della missione del dispositivo direttamente sul pianeta fosse di 486 giorni terrestri. Ma la missione potrebbe essere prolungata, se le risorse della stazione lo consentissero, per un altro periodo di tempo simile, cosa che a quanto pare è avvenuta.

Attualmente, la Russia sta già sviluppando un veicolo spaziale fondamentalmente nuovo: la stazione interplanetaria “Venera-D”, progettata per uno studio dettagliato dell'atmosfera e della superficie di Venere. Si prevede che la stazione sarà in grado di operare sulla superficie del pianeta per 30 giorni, forse di più.

Dall'altra parte dell'oceano - negli Stati Uniti, su richiesta della NASA, anche la Global Aerospace Corporation ha recentemente iniziato a sviluppare un progetto per esplorare Venere utilizzando un pallone, il cosiddetto. "Robot di ricerca aerea diretta" o DARE.

Si presume che il pallone DARE con un diametro di 10 m navigherà nello strato nuvoloso del pianeta ad un'altitudine di 55 km. L'altitudine e la direzione del volo di DARE saranno controllate da uno stratoplano, che assomiglia ad un piccolo aeroplano.

Su un cavo sotto il pallone ci sarà una gondola con telecamere e diverse dozzine di piccole sonde che verranno lanciate in superficie nelle aree di interesse per osservare e studiare la composizione chimica di un'ampia varietà di strutture geologiche sulla superficie del pianeta . Queste aree saranno selezionate sulla base di un'indagine dettagliata dell'area.

La durata della missione in mongolfiera va da sei mesi a un anno.

Moto orbitale e rotazione di Venere

Fig. 19 Distanza dei pianeti terrestri dal Sole. Credito: Istituto Lunare e Planetario

Intorno al Sole, il pianeta Venere si muove su un'orbita quasi circolare, inclinata rispetto al piano dell'eclittica con un angolo di 3°23"39". L'eccentricità dell'orbita venusiana è la più piccola del sistema solare ed è solo 0,0068. Pertanto, la distanza dal pianeta al Sole rimane sempre all'incirca la stessa, pari a 108,21 milioni di km, ma la distanza tra Venere e la Terra varia, e entro ampi limiti: da 38 a 258 milioni di km.

Nella sua orbita, situata tra le orbite di Mercurio e quella della Terra, il pianeta Venere si muove con una velocità media di 34,99 km/sec e un periodo siderale pari a 224,7 giorni terrestri.

Venere ruota attorno al proprio asse molto più lentamente che in orbita: la Terra riesce a ruotare 243 volte, e Venere solo 1. Cioè. Il periodo della sua rotazione attorno al proprio asse è di 243.0183 giorni terrestri.

Inoltre, questa rotazione non avviene da ovest a est, come tutti gli altri pianeti tranne Urano, ma da est a ovest.

La rotazione inversa del pianeta Venere porta al fatto che il giorno su di esso dura 58 giorni terrestri, la notte dura la stessa quantità e la lunghezza del giorno venusiano è di 116,8 giorni terrestri, quindi durante l'anno venusiano puoi vederne solo 2 albe e 2 tramonti, l'alba avverrà a ovest e il tramonto avverrà a est.

La velocità di rotazione del corpo solido di Venere può essere determinata in modo affidabile solo dal radar, a causa della continua copertura nuvolosa che ne nasconde la superficie all'osservatore. La prima riflessione radar di Venere fu ricevuta nel 1957, e inizialmente furono inviati impulsi radio a Venere per misurare la distanza per chiarire l'unità astronomica.

Negli anni '80, gli Stati Uniti e l'URSS iniziarono a studiare la sfocatura dell'impulso riflesso in frequenza ("spettro dell'impulso riflesso") e il ritardo nel tempo. La sfocatura della frequenza è spiegata dalla rotazione del pianeta (effetto Doppler), il ritardo nel tempo è dovuto alle diverse distanze dal centro e dai bordi del disco. Questi studi sono stati condotti principalmente sulle onde radio UHF.

Oltre al fatto che la rotazione di Venere è inversa, ha un'altra caratteristica molto interessante. La velocità angolare di questa rotazione (2,99 10 -7 rad/sec) è tale che durante la congiunzione inferiore Venere è sempre rivolta verso la Terra dallo stesso lato. Le ragioni di tale coerenza tra la rotazione di Venere e il moto orbitale della Terra non sono ancora chiare...

E infine, diciamo che l'inclinazione del piano equatoriale di Venere rispetto al piano della sua orbita non supera i 3°, motivo per cui i cambiamenti stagionali sul pianeta sono insignificanti e non ci sono stagioni.

Struttura interna del pianeta Venere

La densità media di Venere è una delle più alte del Sistema Solare: 5,24 g/cm 3 , ovvero solo 0,27 g inferiore alla densità della Terra. Anche le masse e i volumi di entrambi i pianeti sono molto simili, con la differenza che per la Terra questi parametri sono leggermente maggiori: massa 1,2 volte, volume 1,15 volte.

Fig.20 Struttura interna del pianeta Venere. Credito: NASA

Sulla base dei parametri considerati di entrambi i pianeti, possiamo concludere che la loro struttura interna è simile. E infatti: Venere, come la Terra, è composta da 3 strati: crosta, mantello e nucleo.

Lo strato più superficiale è la crosta venusiana, spessa circa 16 km. La crosta è costituita da basalti a bassa densità - circa 2,7 g/cm 3, formatisi a seguito dell'effusione di lava sulla superficie del pianeta. Questo è probabilmente il motivo per cui la crosta venusiana ha un'età geologica relativamente piccola: circa 500 milioni di anni. Secondo alcuni scienziati, il processo di fuoriuscita di colate laviche sulla superficie di Venere avviene con una certa periodicità: in primo luogo, la sostanza nel mantello, a causa del decadimento degli elementi radioattivi, si riscalda: flussi convettivi o pennacchi spaccano la crosta del pianeta , formando caratteristiche superficiali uniche: tessere. Raggiunta una certa temperatura, le colate laviche si dirigono verso la superficie, coprendo quasi l'intero pianeta con uno strato di basalto. Le fuoriuscite di basalto si verificarono ripetutamente e durante i periodi di calma dell'attività vulcanica, le pianure laviche si allungarono a causa del raffreddamento, e quindi si formarono cinture di crepe e creste venusiane. Circa 500 milioni di anni fa, i processi nel mantello superiore di Venere sembravano essersi calmati, forse a causa dell'esaurimento del calore interno.

Sotto la crosta planetaria si trova un secondo strato, il mantello, che si estende ad una profondità di circa 3.300 km fino al confine con il nucleo ferroso. Apparentemente, il mantello di Venere è costituito da due strati: un mantello inferiore solido e un mantello superiore parzialmente fuso.

Il nucleo di Venere, la cui massa è circa un quarto della massa totale del pianeta e la cui densità è di 14 g/cm 3, è solido o parzialmente fuso. Questa ipotesi è stata fatta sulla base di uno studio campo magnetico un pianeta che semplicemente non esiste. E poiché non esiste un campo magnetico, ciò significa che non esiste alcuna fonte che generi questo campo magnetico, ad es. nel nucleo di ferro non c'è movimento di particelle cariche (flussi convettivi), quindi non c'è movimento di materia nel nucleo. È vero, il campo magnetico potrebbe non essere generato a causa della lenta rotazione del pianeta...

Superficie del pianeta Venere

La forma del pianeta Venere è quasi sferica. Più precisamente può essere rappresentato da un ellissoide triassiale, la cui compressione polare è due ordini di grandezza inferiore a quella terrestre.

Nel piano equatoriale i semiassi dell'ellissoide di Venere misurano 6052,02±0,1 km e 6050,99±0,14 km. Il semiasse polare è 6051,54±0,1 km. Conoscendo queste dimensioni, possiamo calcolare la superficie di Venere - 460 milioni di km 2.

Fig. 21 Confronto dei pianeti del sistema solare. Credito: sito web

I dati sulle dimensioni del corpo solido di Venere sono stati ottenuti utilizzando metodi di interferenza radio e perfezionati utilizzando misurazioni della radioaltitudine e della traiettoria quando il pianeta si trovava nel raggio d'azione della navicella spaziale.

Fig.22 Regione Estla su Venere. In lontananza è visibile un alto vulcano. Credito: NASA/JPL

La maggior parte della superficie di Venere è occupata da pianure (fino all'85% della superficie totale del pianeta), tra le quali predominano le pianure basaltiche lisce, leggermente complicate da una rete di strette creste tortuose e leggermente inclinate. Un'area molto più piccola di quelle lisce è occupata da pianure lobate o collinari (fino al 10% della superficie di Venere). Tipiche sono le sporgenze a forma di lingua, come lame, che variano in luminosità radio, che possono essere interpretate come estese coperture laviche di basalti a bassa viscosità, nonché numerosi coni e cupole con un diametro di 5-10 km, talvolta con crateri sulle cime. Ci sono anche aree di pianura su Venere che sono densamente ricoperte di crepe o praticamente non disturbate da deformazioni tettoniche.

Fig.23 Arcipelago di Ishtar. Credito: NASA/JPL/USGS

Oltre alle pianure, sulla superficie di Venere sono state scoperte tre vaste aree elevate, alle quali vengono dati i nomi delle dee terrene dell'amore.

Una di queste aree è l’Arcipelago di Ishtar, una vasta regione montuosa nell’emisfero settentrionale, paragonabile per dimensioni all’Australia. Al centro dell'arcipelago si trova l'altopiano Lakshmi di origine vulcanica, che è due volte più grande del Tibet sulla Terra. Da ovest l'altopiano è limitato dai Monti Akny, da nord-ovest dai Monti Freya, alti fino a 7 km, e da sud dai Monti Danu piegati e dalle sporgenze Vesta e Ut, con una diminuzione totale di fino a 3 km o più. La parte orientale dell'altopiano "si schianta" contro il sistema montuoso più alto di Venere: i Monti Maxwell, dal nome del fisico inglese James Maxwell. La parte centrale della catena montuosa si eleva fino a 7 km, e i singoli picchi montuosi situati vicino al primo meridiano (63° N e 2,5° E) raggiungono altezze di 10,81-11,6 km, 15 km più in alto della profonda fossa venusiana, che si trova vicino all'equatore.

Un'altra zona elevata è l'Arcipelago di Afrodite, che si estende lungo l'equatore venusiano, ed è ancora più grande per dimensioni: 41 milioni di km 2, anche se qui le altitudini sono inferiori.

Questo vasto territorio, situato nella regione equatoriale di Venere e esteso per 18mila km, copre longitudini da 60° a 210°. Si estende a partire da 10° di latitudine N. fino a 45° S più di 5mila km, e la sua estremità orientale - la regione di Atly - si estende fino a 30° di latitudine nord.

La terza regione elevata di Venere è la terra di Lada, che si trova nell'emisfero meridionale del pianeta e di fronte all'arcipelago di Ishtar. Si tratta di un'area abbastanza pianeggiante, la cui altezza media della superficie è vicina a 1 km, mentre la massima (poco più di 3 km) si raggiunge in corrispondenza della corona del Quetzalpetlatl con un diametro di 780 km.

Fig. 24 Tessera Ba "het. Credito: NASA/JPL

Oltre a queste zone elevate, per le loro dimensioni e altezze, chiamate “terre”, altre meno estese si stagliano sulla superficie di Venere. Come ad esempio le tessere (dal greco - tegola), che sono colline o altopiani di dimensioni variabili da centinaia a migliaia di chilometri, la cui superficie è attraversata in diverse direzioni da sistemi di creste a gradini e fosse che li separano, formati da sciami di faglie tettoniche.

Le creste o creste all'interno delle tessere possono essere lineari ed estese: fino a molte centinaia di chilometri. E possono essere affilati o, al contrario, arrotondati, a volte con una superficie superiore piatta, limitata da sporgenze verticali, che ricordano una combinazione di graben a nastro e horst in condizioni terrestri. Spesso le creste assomigliano a una pellicola rugosa di gelatina congelata o di lave a corda dei basalti delle Isole Hawaii. Le creste possono essere alte fino a 2 km e le sporgenze possono essere alte fino a 1 km.

Le fosse che separano le creste si estendono ben oltre gli altopiani, estendendosi per migliaia di chilometri attraverso le vaste pianure venusiane. Sono simili nella topografia e nella morfologia alle zone di rift della Terra e sembrano essere della stessa natura.

La formazione delle tessere stesse è associata a ripetuti movimenti tettonici degli strati superiori di Venere, accompagnati da compressione, stiramento, spaccatura, sollevamento e abbassamento di varie parti della superficie.

Queste, va detto, sono le formazioni geologiche più antiche sulla superficie del pianeta, motivo per cui sono stati dati nomi appropriati: in onore delle dee legate al tempo e al destino. Così, un grande altopiano che si estende per 3.000 km vicino al Polo Nord è chiamato la tessera della Fortuna; a sud di esso si trova la tessera di Laima, dal nome della dea lettone della felicità e del destino.

Insieme alle terre o ai continenti, le tessere occupano poco più dell’8,3% del territorio del pianeta, ovvero esattamente 10 volte più piccole come superficie di quella della pianura, e forse sono alla base di un significativo, se non dell'intero, territorio della pianura. Il restante 12% del territorio di Venere è occupato da 10 tipi di rilievi: corone, faglie tettoniche e canyon, duomi vulcanici, “aracnoidi”, canali misteriosi (solchi, linee), creste, crateri, patere, crateri con parabole scure, colline. Diamo un'occhiata a ciascuno di questi elementi in rilievo in modo più dettagliato.

Fig.25 La corona è un dettaglio in rilievo unico su Venere. Credito: NASA/JPL

Le corone, al pari delle tessere, particolari unici del rilievo della superficie di Venere, sono grandi depressioni vulcaniche di forma ovale o rotonda con parte centrale rialzata, circondate da fusti, creste e avvallamenti. La parte centrale delle corone è occupata da un vasto altopiano intermontano, da cui si estendono catene montuose ad anelli, che spesso si ergono sopra la parte centrale dell'altopiano. La cornice dell'anello delle corone è solitamente incompleta.

Secondo i risultati della ricerca condotta dalla navicella spaziale, diverse centinaia di Ventsov furono scoperti sul pianeta Venere. Le corone differiscono tra loro per dimensioni (da 100 a 1000 km), e per età delle rocce che le compongono.

Le corone si sono formate, a quanto pare, a seguito di flussi convettivi attivi nel mantello di Venere. Intorno a molte corone si osservano colate laviche solidificate, divergenti ai lati sotto forma di larghe lingue con il bordo esterno smerlato. A quanto pare, furono le corone a fungere da principale fonte attraverso la quale la materia fusa proveniente dall'interno arrivò alla superficie del pianeta, solidificandosi fino a formare vaste aree pianeggianti che occupavano fino all'80% del territorio di Venere. Queste abbondanti fonti di rocce fuse prendono il nome dalle dee della fertilità, del raccolto e dei fiori.

Alcuni scienziati ritengono che le corone siano precedute da un'altra forma specifica di rilievo venusiano: gli aracnoidi. Gli aracnoidi, che prendono il nome dalla loro somiglianza esterna con i ragni, hanno la forma di corone, ma sono di dimensioni più piccole. Le linee luminose, che si estendono per molti chilometri dai loro centri, potrebbero corrispondere a fratture superficiali create quando il magma eruttò dall'interno del pianeta. In totale, si conoscono circa 250 aracnoidi.

Oltre alle tessere, alle corone e agli aracnoidi, la formazione di faglie o fosse tettoniche è associata a processi endogeni (interni). Le faglie tettoniche sono spesso raggruppate in cinture estese (fino a migliaia di chilometri), molto diffuse sulla superficie di Venere e possono essere associate ad altre forme strutturali di rilievo, ad esempio ai canyon, che nella loro struttura ricordano le spaccature continentali terrestri. In alcuni casi si osserva uno schema quasi ortogonale (rettangolare) di fessure che si intersecano reciprocamente.

Fig.27 Monte Maat. Credito: JPL

Anche i vulcani sono molto diffusi sulla superficie di Venere: ce ne sono migliaia. Inoltre, alcuni raggiungono dimensioni enormi: fino a 6 km di altezza e 500 km di larghezza. Ma la maggior parte dei vulcani sono molto più piccoli: solo 2-3 km di diametro e 100 m di altezza. La stragrande maggioranza dei vulcani venusiani è estinta, ma alcuni potrebbero essere ancora in eruzione oggi. Il candidato più ovvio per il ruolo vulcano attivoè il monte Maat.

In numerosi punti della superficie di Venere furono scoperti misteriosi solchi e linee di lunghezza variabile da centinaia a diverse migliaia di chilometri e di larghezza da 2 a 15 km. Esternamente, sono simili alle valli fluviali e hanno le stesse caratteristiche: meandri a forma di meandro, divergenza e convergenza dei singoli "canali" e, in rari casi, qualcosa di simile a un delta.

Il canale più lungo del pianeta Venere è la Valle Baltis, lunga circa 7000 km e con una larghezza molto consistente (2-3 km).

A proposito, la parte settentrionale della valle Baltis è stata scoperta nelle immagini dei satelliti Venera 15 e Venera 16, ma la risoluzione delle immagini in quel momento non era abbastanza alta per distinguere i dettagli di questa formazione, ed è stata mappata come una fessura estesa di origine sconosciuta.

Fig. 28 Canali su Venere nella terra di Lada. Credito: NASA/JPL

L'origine delle valli o canali venusiani rimane un mistero, soprattutto perché gli scienziati non conoscono un liquido in grado di tagliare la superficie per tali distanze. I calcoli effettuati dagli scienziati hanno dimostrato che le lave basaltiche, le cui tracce di eruzione sono diffuse su tutta la superficie del pianeta, non avrebbero abbastanza riserve di calore per fluire continuamente e sciogliere la sostanza delle pianure basaltiche, tagliandovi canali per migliaia di chilometri . Dopotutto, canali simili sono conosciuti, ad esempio, sulla Luna, sebbene la loro lunghezza sia solo di decine di chilometri.

Pertanto, è probabile che il liquido che ha attraversato le pianure basaltiche di Venere per centinaia e migliaia di chilometri potrebbe essere stato lave komatiite surriscaldate o liquidi anche più esotici come carbonati fusi o zolfo fuso. L'origine delle valli di Venere è sconosciuta fino alla fine...

Oltre alle valli, che sono forme di rilievo negative, nella pianura di Venere sono comuni anche forme di rilievo positive - creste, conosciute anche come uno dei componenti del rilievo specifico delle tessere. Le creste sono spesso formate in cinture estese (fino a 2000 km o più) larghe poche centinaia di chilometri. La larghezza di una singola dorsale è molto minore: raramente fino a 10 km, in pianura si riduce a 1 km. Le altezze delle creste vanno da 1,0-1,5 a 2 km, e le cenge che le delimitano arrivano fino a 1 km. Le creste sinuose e chiare sullo sfondo di un'immagine radio più scura delle pianure rappresentano il modello più caratteristico della superficie di Venere e occupano circa il 70% della sua area.

Tali caratteristiche della superficie di Venere come le colline sono molto simili alle creste, con la differenza che le loro dimensioni sono più piccole.

Tutte le forme (o tipi) sopra descritte del rilievo superficiale di Venere devono la loro origine all'energia interna del pianeta. Tipi di terreno, la cui origine è causata ragioni esterne, su Venere ce ne sono solo tre: crateri, patera e crateri con parabole scure.

A differenza di molti altri corpi del Sistema Solare: su Venere sono stati scoperti pianeti terrestri, asteroidi, relativamente pochi crateri da impatto di meteoriti, che è associato all'attività tettonica attiva, cessata 300-500 milioni di anni fa. L'attività vulcanica procedette molto rapidamente, poiché altrimenti il ​​numero dei crateri nelle aree più vecchie e in quelle più giovani sarebbe stato notevolmente diverso e la loro distribuzione sull'area non sarebbe stata casuale.

In totale, finora sono stati scoperti 967 crateri sulla superficie di Venere, con un diametro compreso tra 2 e 275 km (presso il cratere Mead). I crateri vengono convenzionalmente suddivisi in grandi (oltre 30 km) e piccoli (meno di 30 km), che comprendono l'80% del numero totale tutti i crateri.

La densità dei crateri da impatto sulla superficie di Venere è molto bassa: circa 200 volte inferiore a quella della Luna e 100 volte inferiore a quella di Marte, che corrisponde a soli 2 crateri per 1 milione di km 2 della superficie venusiana.

Guardando le immagini della superficie del pianeta scattate dalla sonda Magellano, gli scienziati sono stati in grado di vedere alcuni aspetti della formazione dei crateri da impatto nelle condizioni di Venere. Intorno ai crateri sono stati scoperti raggi di luce e anelli: roccia espulsa durante l'esplosione. In molti crateri, parte delle emissioni è una sostanza liquida, che forma estesi corsi d'acqua lunghi decine di chilometri, solitamente diretti in una direzione dal cratere. Finora, gli scienziati non hanno ancora capito di che tipo di liquido si tratta: una fusione da impatto surriscaldata o una sospensione di materia solida finemente clastica e goccioline di fusione sospese nell'atmosfera vicino alla superficie.

Diversi crateri venusiani sono inondati di lava proveniente dalle pianure adiacenti, ma la stragrande maggioranza di essi ha un aspetto molto distinto, che indica una debole intensità dei processi di erosione del materiale sulla superficie di Venere.

Il fondo della maggior parte dei crateri su Venere è scuro, indicando una superficie liscia.

Un altro tipo comune di terreno sono i crateri con parabole scure, e l'area principale è occupata da parabole scure (nell'immagine radio), area totale che costituisce quasi il 6% dell'intera superficie di Venere. Il colore delle parabole è dovuto al fatto che sono composte da una copertura di materiale fine-clastico spessa fino a 1-2 m, formata a causa delle emissioni dei crateri da impatto. È anche possibile che questo materiale sia stato lavorato mediante processi eolici, che hanno prevalso in numerose regioni di Venere, lasciando molti chilometri di rilievi eolici simili a strisce.

Le patere sono simili a crateri e crateri con parabole scure: crateri di forma irregolare o crateri complessi con bordi smerlati.

Tutti i dati di cui sopra sono stati raccolti quando il pianeta Venere era alla portata dei veicoli spaziali (serie sovietica, Venus e serie americana, Mariner e Pioneer-Venus).

Così, nell'ottobre 1975, i veicoli di discesa Venera-9 e Venera-10 effettuarono un atterraggio morbido sulla superficie del pianeta e trasmisero sulla Terra le immagini del luogo di atterraggio. Queste furono le prime fotografie al mondo trasmesse dalla superficie di un altro pianeta. L'immagine è stata ottenuta in raggi visibili utilizzando un telefotometro, un sistema il cui principio di funzionamento ricorda la televisione meccanica.

Oltre a fotografare la superficie, le sonde Venera-8, Venera-9 e Venera-10 hanno misurato la densità delle rocce superficiali e il contenuto di elementi radioattivi naturali in esse.

Nei siti di atterraggio di Venera-9 e Venera-10, la densità delle rocce superficiali era vicina a 2,8 g/cm 3, e in base al livello di elementi radioattivi si può concludere che queste rocce hanno una composizione simile ai basalti - i rocce ignee più diffuse della crosta terrestre...

Nel 1978 fu lanciato l'apparato americano Pioneer-Venus, il cui risultato fu una mappa topografica creata sulla base di rilievi radar.

Infine, nel 1983, le navicelle Venera 15 e Venera 16 entrarono in orbita attorno a Venere. Usando il radar, costruirono una mappa dell'emisfero settentrionale del pianeta fino al 30° parallelo in scala 1:5.000.000 e scoprirono per la prima volta caratteristiche uniche della superficie di Venere come tessere e corone.

Mappe ancora più dettagliate dell'intera superficie con dettagli fino a 120 m di dimensione sono state ottenute nel 1990 dalla nave Magellano. Utilizzando i computer, le informazioni radar sono state trasformate in immagini simili a fotografie che mostrano vulcani, montagne e altri elementi del paesaggio.

Fig. 30 Mappa topografica di Venere, compilata a partire dalle immagini della stazione interplanetaria Magellano. Credito: NASA

Secondo la decisione dell'Unione Astronomica Internazionale sulla mappa di Venere - solo nomi femminili, poiché lei stessa, l'unico dei pianeti, porta un nome femminile. Ci sono solo 3 eccezioni a questa regola: Maxwell Mountains, regioni Alpha e Beta.

I nomi dei dettagli del suo rilievo, tratti dalle mitologie di vari popoli del mondo, vengono assegnati secondo la procedura stabilita. Come questo:

Le colline prendono il nome da dee, titanidi e gigantesse. Ad esempio, la regione di Ulfrun, che prende il nome da una delle nove gigantesse dei miti scandinavi.

Le pianure sono le eroine dei miti. In onore di una di queste eroine mitologia greca antica prende il nome la pianura più profonda di Atalanta, situata alle latitudini settentrionali di Venere.

I solchi e le linee prendono il nome da personaggi mitologici guerriere.

Corone in onore delle dee della fertilità e dell'agricoltura. Anche se la più famosa è la corona di Pavlova con un diametro di circa 350 km, che prende il nome dalla ballerina russa.

Le creste prendono il nome dalle dee del cielo, personaggi mitologici femminili associati al cielo e alla luce. Così lungo una delle pianure si estendevano le creste della Strega. E la pianura dei Beregini è attraversata da nord-ovest a sud-est dai crinali di Hera.

Le terre e gli altipiani prendono il nome dalle dee dell'amore e della bellezza. Pertanto, uno dei continenti (terre) di Venere è chiamato la terra di Ishtar ed è una regione montuosa con un vasto altopiano Lakshmi di origine vulcanica.

I canyon di Venere prendono il nome da figure mitologiche legate alla foresta, alla caccia o alla Luna (simile all'Artemide romana).

Il terreno montuoso nell'emisfero settentrionale del pianeta è attraversato dal lungo canyon Baba Yaga. All'interno delle regioni Beta e Phoebe spicca il Devana Canyon. E dalla regione di Themis alla terra di Afrodite, la più grande cava venusiana, Parnge, si estende per più di 10mila km.

I grandi crateri prendono il nome dai cognomi. donne famose. I piccoli crateri hanno solo nomi femminili ordinari. Così, sull'altopiano di Lakshmi in alta montagna si possono trovare piccoli crateri Berta, Lyudmila e Tamara, situati a sud dei monti Freya e ad est del grande cratere Osipenko. Accanto alla corona di Nefertiti si trova il cratere Potanin, dal nome dell’esploratore russo dell’Asia centrale, e accanto ad esso si trova il cratere Voynich (lo scrittore inglese, autore del romanzo “The Gadfly”). E il cratere più grande del pianeta prende il nome dall'etnografa e antropologa americana Margaret Mead.

Le patere prendono il nome secondo lo stesso principio dei grandi crateri, cioè per cognome donne famose. Esempio: Padre Salfo.

Le pianure prendono il nome dalle eroine di vari miti. Ad esempio, le pianure della fanciulla di neve e di Baba Yaga. Intorno al Polo Nord si estende la pianura di Louhi, l'amante del Nord nei miti careliani e finlandesi.

Le Tessera prendono il nome in onore delle dee del destino, della felicità e della buona fortuna. Ad esempio, la più grande tra le tessere di Venere è chiamata tessera Tellurium.

Le sporgenze sono in onore delle dee del focolare: Vesta, Ut, ecc.

Va detto che il pianeta è in testa al numero di parti nominate tra tutti i corpi planetari. Venere ha la più grande varietà di nomi a seconda della loro origine. Ecco i nomi dei miti di 192 diverse nazionalità ed etnie provenienti da tutti i continenti del mondo. Inoltre, i nomi sono sparsi sul pianeta, senza la formazione di “regioni nazionali”.

E in conclusione della descrizione della superficie di Venere, presentiamo una breve struttura mappa moderna pianeti.

Già a metà degli anni '60, il primo meridiano (corrispondente al Greenwich terrestre) sulla mappa di Venere era considerato un meridiano che passava per il centro di un'area luminosa (sulle immagini radar) arrotondata di 2 mila km di diametro, situata nel emisfero meridionale del pianeta e chiamata regione Alfa dalla sua lettera iniziale dell'alfabeto greco. Successivamente, man mano che la risoluzione di queste immagini aumentava, la posizione del meridiano fondamentale venne spostata di circa 400 km in modo che passasse attraverso un piccolo punto luminoso al centro di una grande struttura ad anello del diametro di 330 km chiamata Eva. Dopo la creazione delle prime mappe estese di Venere nel 1984, si scoprì che esisteva un piccolo cratere del diametro di 28 km situato esattamente sul primo meridiano, nell'emisfero settentrionale del pianeta. Il cratere si chiamava Arianna, dal nome dell'eroina del mito greco, ed era molto più comodo come punto di riferimento.

Il primo meridiano, insieme al meridiano di 180°, divide la superficie di Venere in 2 emisferi: orientale e occidentale.

Atmosfera di Venere. Condizioni fisiche sul pianeta Venere

Sopra la superficie senza vita di Venere si trova un'atmosfera unica, la più densa del Sistema Solare, scoperta nel 1761 da M.V. Lomonosov, che osservò il passaggio del pianeta attraverso il disco del Sole.

Fig.31 Venere coperta di nuvole. Credito: NASA

L'atmosfera di Venere è così densa che è assolutamente impossibile vedere attraverso di essa qualsiasi dettaglio sulla superficie del pianeta. Ecco perché per molto tempo molti ricercatori credevano che le condizioni su Venere fossero vicine a quelle sulla Terra durante il periodo Carbonifero, e quindi vi vivesse una fauna simile. Tuttavia, studi effettuati utilizzando i veicoli di discesa delle stazioni interplanetarie hanno dimostrato che il clima di Venere e il clima della Terra sono due grandi differenze e non c’è nulla in comune tra loro. Quindi, se la temperatura dello strato inferiore dell'aria sulla Terra raramente supera i +57°C, su Venere la temperatura dello strato superficiale dell'aria raggiunge i 480°C e le sue fluttuazioni giornaliere sono insignificanti.

Differenze significative si osservano anche nella composizione delle atmosfere dei due pianeti. Se nell'atmosfera terrestre il gas predominante è l'azoto, con un contenuto sufficiente di ossigeno, un contenuto insignificante di anidride carbonica e altri gas, nell'atmosfera di Venere la situazione è esattamente l'opposto. La proporzione predominante dell'atmosfera è l'anidride carbonica (~97%) e l'azoto (circa il 3%), con piccole aggiunte di vapore acqueo (0,05%), ossigeno (millesimi di percentuale), argon, neon, elio e kripton. In piccolissime quantità sono presenti anche impurità SO, SO 2, H 2 S, CO, HCl, HF, CH 4, NH 3.

Anche la pressione e la densità delle atmosfere di entrambi i pianeti sono molto diverse. Per esempio, Pressione atmosferica su Venere ci sono circa 93 atmosfere (93 volte di più che sulla Terra), e la densità dell'atmosfera venusiana è quasi due ordini di grandezza superiore alla densità dell'atmosfera terrestre e solo 10 volte inferiore alla densità dell'acqua. Una densità così elevata non può che influenzare la massa totale dell'atmosfera, che è circa 93 volte la massa dell'atmosfera terrestre.

Come molti astronomi ora credono; l'elevata temperatura superficiale, l'elevata pressione atmosferica e l'elevato contenuto relativo di anidride carbonica sono fattori apparentemente correlati tra loro. Calore favorisce la trasformazione delle rocce carbonatiche in rocce silicatiche, con liberazione di CO 2. Sulla Terra la CO 2 si lega e passa nelle rocce sedimentarie a causa dell'azione della biosfera, assente su Venere. D'altro canto, un elevato contenuto di CO 2 contribuisce al riscaldamento della superficie venusiana e degli strati inferiori dell'atmosfera, stabilito dallo scienziato americano Carl Sagan.

In effetti, il guscio gassoso del pianeta Venere è una gigantesca serra. È in grado di trasmettere il calore solare, ma non lo lascia uscire, assorbendo contemporaneamente la radiazione del pianeta stesso. Gli assorbitori sono anidride carbonica e vapore acqueo. L'effetto serra si verifica anche nelle atmosfere di altri pianeti. Ma se nell'atmosfera di Marte la temperatura media della superficie aumenta di 9°, nell'atmosfera terrestre di 35°, nell'atmosfera di Venere questo effetto raggiunge i 400 gradi!

Alcuni scienziati ritengono che 4 miliardi di anni fa l'atmosfera di Venere fosse più simile a quella terrestre con acqua liquida in superficie, e fu l'evaporazione di quest'acqua a causare l'effetto serra incontrollato, che si osserva ancora oggi. .

L'atmosfera di Venere è costituita da diversi strati che differiscono notevolmente per densità, temperatura e pressione: troposfera, mesosfera, termosfera ed esosfera.

La troposfera è lo strato più basso e denso dell'atmosfera venusiana. Contiene il 99% della massa dell'intera atmosfera di Venere, di cui il 90% fino ad un'altitudine di 28 km.

Temperatura e pressione nella troposfera diminuiscono con l'altitudine, raggiungendo valori di +20°+37°C ed una pressione di solo 1 atmosfera a quote prossime ai 50-54 km. In tali condizioni, l’acqua può esistere in forma liquida (sotto forma di minuscole goccioline), che, insieme a temperatura e pressione ottimali, simili a quelle vicino alla superficie della Terra, creano condizioni favorevoli per la vita.

Il limite superiore della troposfera si trova ad un'altitudine di 65 km. sopra la superficie del pianeta, separata dallo strato sottostante - la mesosfera - dalla tropopausa. Qui prevalgono i venti degli uragani con velocità di 150 m/s e superiori, contro 1 m/s in superficie.

I venti nell'atmosfera di Venere sono creati per convezione: l'aria calda sopra l'equatore sale e si diffonde verso i poli. Questa rotazione globale è chiamata rotazione di Hadley.

Fig.32 Vortice polare vicino al polo sud di Venere. Crediti: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA/Univ. di Oxford

A latitudini prossime ai 60° la rotazione di Hadley si arresta: l'aria calda cade e comincia a risalire verso l'equatore, facilitata anche dall'elevata concentrazione di monossido di carbonio in questi luoghi. Tuttavia, la rotazione dell'atmosfera non si ferma nemmeno a nord della 60a latitudine: qui prevalgono i cosiddetti. "collari polari". Sono caratterizzati basse temperature, posizione alta delle nuvole (fino a 72 km.).

La loro esistenza è una conseguenza di un forte aumento dell'aria, a seguito del quale si osserva un raffreddamento adiabatico.

Intorno ai poli stessi del pianeta, incorniciati da “collari polari”, ci sono vortici polari di proporzioni gigantesche, quattro volte più grandi delle loro controparti terrestri. Ogni vortice ha due occhi: centri di rotazione, chiamati dipoli polari. I vortici ruotano con un periodo di circa 3 giorni nella direzione della rotazione generale dell'atmosfera, con velocità del vento che vanno da 35-50 m/s vicino ai bordi esterni a zero ai poli.

I vortici polari, come credono ora gli astronomi, sono anticicloni con flussi d'aria verso il basso al centro e in forte aumento vicino ai collari polari. Strutture simili ai vortici polari di Venere sulla Terra sono anticicloni polari invernali, in particolare quello che si forma sull'Antartide.

La mesosfera di Venere si estende ad altitudini comprese tra 65 e 120 km e può essere divisa in 2 strati: il primo si trova a un'altitudine di 62-73 km, ha una temperatura costante e costituisce il limite superiore delle nubi; il secondo è a una quota compresa tra 73-95 km, qui la temperatura scende con la quota, raggiungendo le minime di -108°C al limite superiore. A 95 km sopra la superficie di Venere inizia la mesopausa, il confine tra la mesosfera e la termosfera sovrastante. Durante la mesopausa la temperatura aumenta con l'altitudine, raggiungendo i +27°+127°C sul lato diurno di Venere. Sul lato notturno di Venere, durante la mesopausa, si verifica un notevole raffreddamento e la temperatura scende a -173°C. Questa regione, la più fredda di Venere, è talvolta chiamata anche criosfera.

Ad altitudini superiori a 120 km si trova la termosfera, che si estende fino ad un'altitudine di 220-350 km, fino al confine con l'esosfera, la regione dove i gas leggeri lasciano l'atmosfera e dove è presente principalmente solo idrogeno. L'esosfera termina e con essa l'atmosfera ad un'altitudine di ~5500 km, dove la temperatura raggiunge i 600-800 K.

All'interno della mesosfera e della termosfera di Venere, così come nella bassa troposfera, la massa d'aria ruota. È vero, il movimento della massa d'aria non avviene nella direzione dall'equatore ai poli, ma nella direzione dal lato diurno di Venere al lato notturno. Sul lato diurno del pianeta si verifica un potente aumento di aria calda, che si diffonde ad altitudini di 90-150 km, spostandosi verso il lato notturno del pianeta, dove l'aria riscaldata diminuisce bruscamente, provocando un riscaldamento adiabatico dell'aria. La temperatura in questo strato è di soli -43°C, cioè fino a 130° più alta che in generale sul lato notturno della mesosfera.

I dati sulle caratteristiche e sulla composizione dell'atmosfera venusiana sono stati ottenuti dalla serie di satelliti "Venus" con i numeri di serie 4, 5 e 6. "Venus 9 e 10" hanno chiarito il contenuto di vapore acqueo negli strati profondi dell'atmosfera, trovando fa notare che la massima quantità di vapore acqueo è contenuta ad altitudini di 50 km, dove è cento volte maggiore di quella di una superficie solida, e la percentuale di vapore è vicina all'1%.

Oltre a studiare la composizione dell'atmosfera, le stazioni interplanetarie Venera-4, 7, 8, 9, 10 hanno misurato pressione, temperatura e densità in strati inferiori atmosfera di Venere. Di conseguenza, si è scoperto che la temperatura sulla superficie di Venere è di circa 750° K (480°C) e la pressione è vicina a 100 atm.

I lander Venera 9 e Venera 10 hanno ottenuto anche informazioni riguardanti la struttura dello strato nuvoloso. Pertanto, ad altitudini comprese tra 70 e 105 km c'è una sottile foschia stratosferica. Al di sotto, ad un'altitudine compresa tra 50 e 65 km (raramente fino a 90 km), si trova lo strato nuvoloso più denso, che nelle sue proprietà ottiche è più vicino alla nebbia sottile che alle nuvole nel senso terrestre del termine. Il raggio di visibilità qui raggiunge diversi chilometri.

Sotto lo strato nuvoloso principale, ad altitudini comprese tra 50 e 35 km, la densità diminuisce più volte e l'atmosfera attenua la radiazione solare principalmente a causa della diffusione di Rayleigh nella CO 2.

La foschia della nuvola secondaria appare solo in notte, diffondendosi fino a un livello di 37 km - entro mezzanotte e fino a 30 km - entro l'alba. A mezzogiorno questa foschia si dirada.

Fig.33 Fulmini nell'atmosfera di Venere. Credito: ESA

Il colore delle nuvole di Venere è giallo-arancione, a causa del contenuto significativo di CO 2 nell'atmosfera del pianeta, le cui grandi molecole diffondono proprio questa parte della luce solare, e della composizione delle nuvole stesse, composta da 75 -80% di acido solforico (possibilmente anche acido fluorosolforico) con impurità di acido cloridrico e fluoridrico. La composizione delle nuvole di Venere fu scoperta nel 1972 dai ricercatori americani Louise e Andrew Young, nonché da Godfrey Sill, indipendentemente l'uno dall'altro.

Gli studi hanno dimostrato che l'acido nelle nubi venusiane è formato chimicamente dal biossido di zolfo (SO 2), le cui fonti possono essere rocce superficiali contenenti zolfo (piriti) ed eruzioni vulcaniche. I vulcani si manifestano anche in un altro modo: le loro eruzioni generano potenti scariche elettriche - veri e propri temporali nell'atmosfera di Venere, che sono stati più volte registrati dagli strumenti delle stazioni della serie Venus. Inoltre, i temporali sul pianeta Venere sono molto forti: i fulmini colpiscono 2 ordini di grandezza più spesso che nell'atmosfera terrestre. Questo fenomeno è chiamato il "Drago Elettrico di Venere".

Le nuvole sono molto luminose e riflettono il 76% della luce (questo è paragonabile alla riflettività dei cumuli nell'atmosfera e delle calotte polari sulla superficie terrestre). In altre parole, più di tre quarti della radiazione solare viene riflessa dalle nuvole e solo meno di un quarto passa verso il basso.

Temperatura delle nuvole - da +10° a -40°С.

Lo strato nuvoloso si sposta rapidamente da est a ovest, compiendo una rivoluzione attorno al pianeta in 4 giorni terrestri (secondo le osservazioni Mariner 10).

Campo magnetico di Venere. Magnetosfera del pianeta Venere

Il campo magnetico di Venere è insignificante: il suo momento di dipolo magnetico è inferiore a quello della Terra, secondo almeno, di cinque ordini di grandezza. Le ragioni di un campo magnetico così debole sono: la lenta rotazione del pianeta attorno al proprio asse, la bassa viscosità del nucleo planetario e forse ci sono altre ragioni. Tuttavia, come risultato dell'interazione del campo magnetico interplanetario con la ionosfera di Venere, in quest'ultima vengono creati campi magnetici di bassa intensità (15-20 nT), localizzati in modo caotico e instabili. Questa è la cosiddetta magnetosfera indotta di Venere, che ha un'onda d'urto ad arco, una magnetoguaina, una magnetopausa e una coda magnetica.

L'onda d'urto ad arco si trova ad un'altitudine di 1900 km sopra la superficie del pianeta Venere. Questa distanza è stata misurata nel 2007 durante il minimo solare. Durante la massima attività solare, l'altezza dell'onda d'urto aumenta.

La magnetopausa si trova ad un'altitudine di 300 km, leggermente più alta della ionopausa. Tra di loro c'è una barriera magnetica: un forte aumento del campo magnetico (fino a 40 Tesla), che impedisce la penetrazione del plasma solare nelle profondità dell'atmosfera di Venere, almeno durante l'attività solare minima. Negli strati superiori dell’atmosfera, perdite significative di ioni O+, H+ e OH+ sono associate all’attività del vento solare. L'estensione della magnetopausa arriva fino a dieci raggi del pianeta. Il campo magnetico stesso di Venere, o meglio della sua coda, si estende per diverse decine di diametri venusiani.

La ionosfera del pianeta, che è associata alla presenza del campo magnetico di Venere, nasce sotto l'influenza di significativi influssi mareali dovuti alla sua relativa vicinanza al Sole, a causa della quale si forma un campo elettrico sopra la superficie di Venere, la cui forza può essere il doppio della forza del “campo di bel tempo” osservato sopra la superficie della Terra. La ionosfera di Venere si trova ad un'altitudine di 120-300 km ed è composta da tre strati: tra 120-130 km, tra 140-160 km e tra 200-250 km. Ad altitudini vicine a 180 km potrebbe esserci uno strato aggiuntivo. Il numero massimo di elettroni per unità di volume - 3×10 11 m -3 è stato trovato nel 2° strato vicino al punto subsolare.

Venere è il secondo pianeta dal Sole e il più vicino alla Terra. Tuttavia, prima dell'inizio dei voli spaziali, si sapeva molto poco di Venere: l'intera superficie del pianeta era ricoperta da spesse nuvole, che non ne permettevano lo studio. Queste nuvole sono composte da acido solforico, che riflette fortemente la luce. Pertanto è impossibile osservare la superficie di Venere alla luce visibile. L'atmosfera di Venere è 100 volte più densa di quella terrestre ed è costituita da anidride carbonica. Venere è illuminata dal Sole non più di quanto la Terra sia illuminata dalla Luna in una notte senza nuvole. Tuttavia, il Sole riscalda così tanto l'atmosfera del pianeta che fa sempre molto caldo: la temperatura sale a 500 gradi. La ragione di un riscaldamento così forte è l'effetto serra, che crea un'atmosfera di anidride carbonica.

L'atmosfera di Venere fu scoperta dal grande scienziato russo M.V. Lomonosov il 6 giugno 1761, quando fu possibile osservare attraverso un telescopio il passaggio di Venere attraverso il disco del Sole. Questo fenomeno cosmico è stato calcolato in anticipo ed era atteso con impazienza dagli astronomi di tutto il mondo. Ma solo Lomonosov ha attirato l'attenzione sul fatto che quando Venere è entrata in contatto con il disco del Sole, attorno al pianeta è emersa una "sottile luminosità". Lomonosov ha dato la corretta spiegazione scientifica di questo fenomeno: lo considerava il risultato della rifrazione dei raggi solari nell'atmosfera di Venere. "Il pianeta Venere", scrisse, "è circondato da una nobile atmosfera aerea, tale (se non di più) di quella che circonda il nostro globo".

La pressione raggiunge le 92 atmosfere terrestri. Ciò significa che per ogni centimetro quadrato preme una colonna di gas del peso di 92 chilogrammi. Il diametro di Venere è solo 600 chilometri inferiore a quello della Terra e la gravità è quasi la stessa del nostro pianeta. Un chilogrammo su Venere peserà 850 grammi. Pertanto, Venere è molto simile alla Terra per dimensioni, gravità e composizione, motivo per cui è chiamato pianeta "simile alla Terra" o "pianeta gemello".

Confronto delle dimensioni
Da sinistra a destra: Mercurio, Venere, Terra, Marte

Venere ruota attorno al proprio asse nella direzione opposta alla direzione degli altri pianeti del sistema solare, da est a ovest. Solo un altro pianeta nel nostro sistema si comporta in questo modo: Urano.

Una rotazione attorno al proprio asse richiede 243 giorni terrestri. Ma l’anno venusiano dura solo 224,7 giorni terrestri. Si scopre che un giorno su Venere dura più di un anno! Su Venere c'è il cambio del giorno e della notte, ma non c'è il cambio delle stagioni.

Al giorno d'oggi, la superficie di Venere viene esplorata sia con l'aiuto di veicoli spaziali che con l'aiuto delle emissioni radio. Si è così scoperto che maggior parte La superficie di Venere è occupata da pianure collinari. Il terreno e il cielo sopra di esso sono arancioni. La superficie del pianeta è costellata di numerosi crateri causati dagli impatti di meteoriti giganti. Il diametro di questi crateri raggiunge i 270 km! Abbiamo anche appreso che su Venere ci sono decine di migliaia di vulcani. Studi recenti hanno dimostrato che alcuni di essi sono validi.

Immagine della superficie di Venere basata su dati radar:
montagna vulcanica Maat alta 8 km

Venere non ha satelliti naturali.

Venere è il terzo oggetto più luminoso nel nostro cielo. Venere è chiamata la Stella del Mattino, e anche la Stella della Sera, perché dalla Terra appare più luminosa poco prima dell'alba e del tramonto (nell'antichità si credeva che Venere del mattino e della sera fossero stelle diverse).

Venere nel cielo mattutino e serale
brilla più luminoso di molti altri stelle luminose

Venere è l'unico pianeta nel sistema solare che ha ricevuto il suo nome in onore di una divinità femminile: il resto dei pianeti prende il nome da divinità maschili.

Al Polo Nord

18 ore 11 minuti 2 secondi
272,76° Declinazione al Polo Nord 67,16° Albedo 0,65 Temperatura superficiale 737K
(464 °C) Magnitudo apparente −4,7 Dimensione angolare 9,7" - 66,0" Atmosfera Pressione superficiale 9,3 MPa Composizione atmosferica ~96,5% Ang. gas
~3,5% di azoto
0,015% Anidride solforosa
0,007% Argon
0,002% vapore acqueo
0,0017% Monossido di carbonio
0,0012% elio
0,0007% Neon
(traccia) Solfuro di carbonio
(tracce) Cloruro di idrogeno
(tracce) Acido fluoridrico

Venere- il secondo pianeta interno del sistema solare con un periodo orbitale di 224,7 giorni terrestri. Il pianeta ha preso il nome in onore di Venere, la dea dell'amore del pantheon romano. Il suo simbolo astronomico è una versione stilizzata dello specchio di una donna, un attributo della dea dell'amore e della bellezza. Venere è il terzo oggetto più luminoso nel cielo terrestre dopo il Sole e la Luna e raggiunge una magnitudine apparente di −4,6. Poiché Venere è più vicino al Sole della Terra, non appare mai troppo lontano dal Sole: la distanza angolare massima tra esso e il Sole è di 47,8°. Venere raggiunge la sua massima luminosità poco prima dell'alba o qualche tempo dopo il tramonto, da cui il nome Stella della sera O stella del mattino.

Venere è classificato come un pianeta simile alla Terra ed è talvolta chiamato "sorella della Terra" perché i due pianeti sono simili per dimensioni, gravità e composizione. Tuttavia, le condizioni sui due pianeti sono molto diverse. La superficie di Venere è nascosta da nubi estremamente spesse di acido solforico con elevate caratteristiche riflettenti, il che rende impossibile vedere la superficie in luce visibile (ma la sua atmosfera è trasparente alle onde radio, con l'aiuto delle quali la topografia del pianeta è stata successivamente studiato). Le controversie su cosa si trova sotto le spesse nubi di Venere continuarono nel ventesimo secolo, finché molti dei segreti di Venere furono rivelati dalla scienza planetaria. Venere ha l'atmosfera più densa tra gli altri pianeti simili alla Terra, costituita principalmente da anidride carbonica. Ciò è spiegato dal fatto che su Venere non esiste il ciclo del carbonio e nessuna vita organica che possa trasformarlo in biomassa.

Nei tempi antichi, si ritiene che Venere fosse diventata così calda che gli oceani simili alla Terra sarebbero evaporati completamente, lasciando dietro di sé un paesaggio desertico con molte rocce simili a lastre. Un'ipotesi suggerisce che il vapore acqueo, a causa di un debole campo magnetico, si sia alzato così in alto sopra la superficie da essere trasportato dal vento solare nello spazio interplanetario.

Informazioni di base

La distanza media di Venere dal Sole è di 108 milioni di km (0,723 UA). La sua orbita è molto vicina a quella circolare: l'eccentricità è solo 0,0068. Il periodo di rivoluzione attorno al Sole è di 224,7 giorni; velocità orbitale media - 35 km/s. L'inclinazione dell'orbita rispetto al piano dell'eclittica è di 3,4°.

Dimensioni comparative di Mercurio, Venere, Terra e Marte

Venere ruota attorno al proprio asse, inclinato di 2° rispetto alla perpendicolare al piano orbitale, da est a ovest, cioè nella direzione opposta al senso di rotazione della maggior parte dei pianeti. Una rivoluzione attorno al proprio asse impiega 243,02 giorni. La combinazione di questi movimenti dà il valore di un giorno solare sul pianeta 116,8 giorni terrestri. È interessante notare che Venere completa una rivoluzione attorno al proprio asse rispetto alla Terra in 146 giorni e il periodo sinodico è di 584 giorni, ovvero esattamente quattro volte più lungo. Di conseguenza, ad ogni congiunzione inferiore Venere è rivolta alla Terra con lo stesso lato. Non è ancora noto se si tratti di una coincidenza o se qui sia all'opera l'attrazione gravitazionale della Terra e di Venere.

Venere è abbastanza vicino per dimensioni alla Terra. Il raggio del pianeta è 6051,8 km (95% della Terra), massa - 4,87 × 10 24 kg (81,5% della Terra), densità media- 5,24 g/cm³. L'accelerazione di gravità è 8,87 m/s², la seconda velocità di fuga è 10,46 km/s.

Atmosfera

Il vento, molto debole sulla superficie del pianeta (non più di 1 m/s), in prossimità dell'equatore ad oltre 50 km di quota si intensifica fino a 150-300 m/s. Le osservazioni effettuate dalle stazioni spaziali robotiche hanno rilevato temporali nell'atmosfera.

Superficie e struttura interna

Struttura interna di Venere

L'esplorazione della superficie di Venere è diventata possibile con lo sviluppo dei metodi radar. La mappa più dettagliata è stata compilata dall'apparato americano Magellan, che ha fotografato il 98% della superficie del pianeta. La mappatura ha rivelato elevazioni estese su Venere. Le più grandi sono la Terra di Ishtar e la Terra di Afrodite, paragonabili per dimensioni ai continenti terrestri. Numerosi crateri sono stati individuati anche sulla superficie del pianeta. Probabilmente si sono formati quando l'atmosfera di Venere era meno densa. Una parte significativa della superficie del pianeta è geologicamente giovane (circa 500 milioni di anni). Il 90% della superficie del pianeta è ricoperta da lava basaltica solidificata.

Sono stati proposti diversi modelli della struttura interna di Venere. Secondo i più realistici, Venere ha tre conchiglie. La prima, la crosta, ha uno spessore di circa 16 km. Segue il mantello, un guscio di silicato che si estende fino a una profondità di circa 3.300 km fino al confine con il nucleo ferroso, la cui massa è circa un quarto della massa totale del pianeta. Poiché il campo magnetico del pianeta è assente, si dovrebbe presumere che nel nucleo di ferro non vi sia movimento di particelle cariche - una corrente elettrica che causa un campo magnetico, quindi non vi è movimento di materia nel nucleo, cioè è allo stato solido. La densità al centro del pianeta raggiunge i 14 g/cm³.

È interessante notare che tutti i dettagli del rilievo di Venere portano nomi femminili, ad eccezione della catena montuosa più alta del pianeta, situata sulla Terra di Ishtar vicino all'altopiano di Lakshmi e intitolata a James Maxwell.

Sollievo

Crateri sulla superficie di Venere

Immagine della superficie di Venere basata su dati radar.

I crateri da impatto sono un elemento raro del paesaggio venusiano. Ci sono solo circa 1.000 crateri sull'intero pianeta. L'immagine mostra due crateri con un diametro di circa 40 - 50 km. L'area interna è piena di lava. I "petali" attorno ai crateri sono aree ricoperte di roccia frantumata espulsa durante l'esplosione che ha formato il cratere.

Osservando Venere

Vista dalla Terra

Venere è facile da riconoscere perché è molto più luminosa delle stelle più luminose. Una caratteristica distintiva del pianeta è il suo colore bianco liscio. Venere, come Mercurio, non si allontana molto dal Sole nel cielo. Nei momenti di elongazione Venere può allontanarsi dalla nostra stella al massimo di 48°. Come Mercurio, Venere ha periodi di visibilità mattutina e serale: nell'antichità si credeva che Venere mattutina e serale fossero stelle diverse. Venere è il terzo oggetto più luminoso nel nostro cielo. Durante i periodi di visibilità, la sua luminosità massima è di circa m = −4,4.

Con un telescopio, anche piccolo, puoi facilmente vedere e osservare i cambiamenti nella fase visibile del disco del pianeta. Fu osservato per la prima volta nel 1610 da Galileo.

Venere accanto al Sole, oscurata dalla Luna. Inquadratura dell'apparato di Clementine

Attraversando il disco del Sole

Venere sul disco del Sole

Venere davanti al Sole. video

Poiché Venere è il pianeta interno del sistema solare rispetto alla Terra, il suo abitante può osservare il passaggio di Venere attraverso il disco del Sole, quando dalla Terra attraverso un telescopio questo pianeta appare come un piccolo disco nero sullo sfondo di una stella enorme. Tuttavia, questo fenomeno astronomico è uno dei più rari che si possano osservare dalla superficie della Terra. Nel corso di circa due secoli e mezzo si verificano quattro passaggi: due a dicembre e due a giugno. Il prossimo avverrà il 6 giugno 2012.

Il passaggio di Venere attraverso il disco del Sole fu osservato per la prima volta il 4 dicembre 1639 dall'astronomo inglese Jeremiah Horrocks (-) Anche lui precalcolato questo fenomeno.

Di particolare interesse per la scienza furono le osservazioni del "fenomeno di Venere sul Sole" fatte da M. V. Lomonosov il 6 giugno 1761. Anche questo fenomeno cosmico è stato calcolato in anticipo e atteso con impazienza dagli astronomi di tutto il mondo. Il suo studio era necessario per determinare la parallasse, che permetteva di chiarire la distanza dalla Terra al Sole (usando il metodo sviluppato dall'astronomo inglese E. Halley), che richiedeva l'organizzazione di osservazioni da diversi punti geografici sulla superficie del pianeta. il globo: uno sforzo congiunto di scienziati di molti paesi.

Studi visivi simili sono stati condotti in 40 punti con la partecipazione di 112 persone. Sul territorio della Russia, il loro organizzatore era M.V. Lomonosov, che si è rivolto al Senato il 27 marzo con un rapporto che giustificava la necessità di attrezzare le spedizioni astronomiche in Siberia a tale scopo, ha presentato una petizione per l'assegnazione Soldi per questa costosa impresa compilò manuali per osservatori, ecc. Il risultato dei suoi sforzi fu la direzione della spedizione di N. I. Popov a Irkutsk e S. Ya Rumovsky a Selenginsk. Gli costò anche uno sforzo considerevole organizzare osservazioni a San Pietroburgo, presso l'Osservatorio accademico, con la partecipazione di A. D. Krasilnikov e N. G. Kurganov. Il loro compito era osservare i contatti di Venere e del Sole: il contatto visivo dei bordi dei loro dischi. M.V. Lomonosov, che era molto interessato al lato fisico del fenomeno, conducendo osservazioni indipendenti nel suo osservatorio domestico, scoprì un anello luminoso attorno a Venere.

Questo passaggio è stato osservato in tutto il mondo, ma solo M.V. Lomonosov ha attirato l'attenzione sul fatto che quando Venere è entrata in contatto con il disco del Sole, attorno al pianeta è apparso un "sottile bagliore simile a un capello". Lo stesso alone luminoso è stato osservato durante la discesa di Venere dal disco solare.

M.V. Lomonosov ha dato la corretta spiegazione scientifica di questo fenomeno, considerandolo il risultato della rifrazione dei raggi solari nell'atmosfera di Venere. "Il pianeta Venere", scrisse, "è circondato da una nobile atmosfera aerea, tale (se non di più) di quella che circonda il nostro globo". Così, per la prima volta nella storia dell'astronomia, addirittura cento anni prima della scoperta dell'analisi spettrale, iniziò lo studio fisico dei pianeti. A quel tempo non si sapeva quasi nulla dei pianeti del sistema solare. Pertanto, M.V. Lomonosov considerava la presenza di un'atmosfera su Venere come una prova indiscutibile della somiglianza dei pianeti e, in particolare, della somiglianza tra Venere e la Terra. L'effetto è stato visto da molti osservatori: Chappe D'Auteroche, S. Ya. Rumovsky, L. V. Vargentin, T. O. Bergman, ma solo M. V. Lomonosov lo ha interpretato correttamente. In astronomia, questo fenomeno di diffusione della luce, la riflessione dei raggi luminosi durante l'incidenza radente (in M.V. Lomonosov - "bump"), ha ricevuto il suo nome - " Fenomeno di Lomonosov»

Un secondo effetto interessante è stato osservato dagli astronomi quando il disco di Venere si avvicinava al bordo esterno del disco solare o si allontanava da esso. Questo fenomeno, scoperto anche da M.V. Lomonosov, non è stato interpretato in modo soddisfacente e, a quanto pare, dovrebbe essere considerato come un riflesso speculare del Sole da parte dell'atmosfera del pianeta - è particolarmente grande a piccoli angoli radenti, quando Venere è vicino al Sole. Lo scienziato lo descrive così:

Esplorare il pianeta utilizzando la navicella spaziale

Venere è stata studiata in modo piuttosto approfondito utilizzando veicoli spaziali. La prima navicella spaziale destinata a studiare Venere fu la sovietica Venera-1. Dopo un tentativo di raggiungere Venere con questo dispositivo, lanciato il 12 febbraio, furono inviati sul pianeta i dispositivi sovietici delle serie Venera, Vega e American Mariner, Pioneer-Venera-1, Pioneer-Venera-2 e Magellan . Le navicelle Venera-9 e Venera-10 hanno trasmesso alla Terra le prime fotografie della superficie di Venere; "Venera-13" e "Venera-14" hanno trasmesso immagini a colori dalla superficie di Venere. Tuttavia, le condizioni sulla superficie di Venere sono tali che nessuna navicella spaziale ha lavorato sul pianeta per più di due ore. Nel 2016, Roscosmos prevede di lanciare una sonda più durevole che funzionerà sulla superficie del pianeta per almeno un giorno.

Informazioni aggiuntive

Satellite di Venere

Venere (come Marte e la Terra) ha un quasi-satellite, l'asteroide 2002 VE68, che orbita attorno al Sole in modo tale che vi sia una risonanza orbitale tra esso e Venere, per cui rimane vicino al pianeta per molti periodi orbitali .

Terraformare Venere

Venere nelle diverse culture

Venere nella letteratura

• Nel romanzo “Salto nel nulla” di Alexander Belyaev gli eroi, un pugno di capitalisti, fuggono dalla rivoluzione proletaria mondiale nello spazio, atterrano su Venere e vi si stabiliscono. Il pianeta è presentato nel romanzo approssimativamente come la Terra nell'era mesozoica.
• Nel saggio di fantascienza di Boris Lyapunov “Il più vicino al sole”, i terrestri mettono piede per la prima volta su Venere e Mercurio e li studiano.
• Nel romanzo di Vladimir Vladko “Gli Argonauti dell’Universo”, una spedizione sovietica di esplorazione geologica viene inviata su Venere.
• Nella trilogia di romanzi di Georgy Martynov "Starfarers", il secondo libro - "Sister of the Earth" - è dedicato alle avventure dei cosmonauti sovietici su Venere e alla conoscenza dei suoi abitanti intelligenti.
• Nella serie di racconti di Victor Saparin: "Heavenly Kulu", "Il ritorno delle teste rotonde" e "La scomparsa di Loo", gli astronauti atterrati sul pianeta stabiliscono un contatto con gli abitanti di Venere.
• Nella storia "Il pianeta delle tempeste" di Alexander Kazantsev (romanzo "I nipoti di Marte"), i ricercatori cosmonauti incontrano il mondo animale e tracce di vita intelligente su Venere. Girato da Pavel Klushantsev come “Il pianeta delle tempeste”.
• Nel romanzo dei fratelli Strugatsky “Il paese delle nuvole cremisi” Venere era il secondo pianeta dopo Marte, che stanno cercando di colonizzare, e inviano il pianeta “Hius” con un equipaggio di esploratori nella zona di​​ depositi sostanze radioattive chiamato "Uranio Golconda".
• Nel racconto di Sever Gansovsky “Saving December”, gli ultimi due osservatori dei terrestri incontrano Dicembre, l’animale da cui dipendeva l’equilibrio naturale su Venere. I December erano considerati completamente sterminati e le persone erano pronte a morire, ma lasciavano vivi i December.
• Il romanzo "The Splash of Starry Seas" di Evgeniy Voiskunsky e Isaiah Lukodyanov racconta di cosmonauti da ricognizione, scienziati e ingegneri che, in difficili condizioni dello spazio e della società umana, colonizzano Venere.
• Nel racconto di Alexander Shalimov “Il pianeta delle nebbie”, i membri della spedizione inviati su una nave laboratorio su Venere cercano di risolvere i misteri di questo pianeta.
• Nei racconti di Ray Bradbury il clima del pianeta viene presentato come estremamente piovoso (o piove sempre oppure smette una volta ogni dieci anni)
• I romanzi di Robert Heinlein Between the Planets, Podkain the Martian, Space Cadet e The Logic of Empire descrivono Venere come un mondo cupo e paludoso che ricorda la valle amazzonica durante la stagione delle piogge. Venere ospita abitanti intelligenti che assomigliano a foche o draghi.
• Nel romanzo “Astronauti” di Stanislaw Lem, i terrestri trovano su Venere i resti di una civiltà perduta che stava per distruggere la vita sulla Terra. Girato come The Silent Star.
• "Il volo della Terra" di Francis Karsak, insieme alla trama principale, descrive una Venere colonizzata, la cui atmosfera ha subito un trattamento fisico e chimico, a seguito del quale il pianeta è diventato adatto alla vita umana.
• Il romanzo di fantascienza Fury di Henry Kuttner racconta della terraformazione di Venere da parte di coloni provenienti da una Terra perduta.

Letteratura

• Koronovsky N.N. Morfologia della superficie di Venere // Diario educativo di Soros.
• Burba G.A. Venere: trascrizione russa dei nomi // Laboratorio di Planetologia Comparata GEOKHI, maggio 2005.

Guarda anche

Collegamenti

• Immagini scattate dalla navicella spaziale sovietica

Appunti

1. Williams, David R. Scheda informativa su Venere. NASA (15 aprile 2005). Estratto il 12 ottobre 2007.
2. Venere: fatti e cifre. NASA. Estratto il 12 aprile 2007.
3. Argomenti relativi allo spazio: confronta i pianeti: Mercurio, Venere, Terra, Luna e Marte. Società Planetaria. Estratto il 12 aprile 2007.
4. Catturato dal vento del sole. ESA (Venus Express) (28-11-2007). Estratto il 12 luglio 2008.
5. College.ru
6. Agenzia RIA
7. In passato Venere aveva oceani e vulcani - scienziati Notizie RIA (2009-07-14).
8. M.V. Lomonosov scrive: “...Mr. Kurganov, dai suoi calcoli, apprese che questo memorabile passaggio di Venere davanti al Sole si ripeterà nel maggio 1769, il 23° giorno dell'antica calma, che, sebbene sia dubbio vedere a San Pietroburgo, solo in molti luoghi vicino al il parallelo locale, e soprattutto più a nord, può esserne testimone. Poiché l'inizio seguirà qui alle 10 del pomeriggio l'introduzione, alle 15 il discorso; passerà apparentemente lungo la metà superiore del Sole ad una distanza dal suo centro di circa 2/3 del semidiametro solare. E dal 1769, dopo centocinque anni, questo fenomeno pare si ripeta. dello stesso 29 ottobre 1769, lo stesso passaggio del pianeta Mercurio davanti al Sole sarà visibile solo in Sud America" - M. V. Lomonosov “L'apparizione di Venere sul Sole...”
9. Michail Vassilievich Lomonosov. Opere selezionate in 2 volumi. M.: Scienza. 1986