Zo všetkých planét slnečnej sústavy Venuša veľkosťou a štruktúrou sa najviac podobá Zemi. S priemerom 12 100 km je to „dvojča“ našej planéty. No napriek tejto blízkosti je nepravdepodobné, že by astronauti niekedy mohli pristáť na jeho povrchu. Extrémne vysoká teplota a hustá atmosféra nedovoľujú človeku zostať tam ani krátky čas.
Venuša má v slnečnej sústave svoje vlastné, veľmi špeciálne vlastnosti. Zo všetkých planét je Venuša jediná, okrem Uránu, ktorá sa otáča okolo svojej osi z východu na západ. Planéty sa zvyčajne otáčajú okolo svojej osi v rovnakom smere, akým obiehajú okolo Slnka, teda zo západu na východ. „Reverznú“ rotáciu Venuše astronómovia nazývajú retrográdna.
Okrem toho je obdobie rotácie planéty Venuša pomerne veľké, oveľa dlhšie ako obdobie revolúcie. Úplná rotácia okolo svojej osi Venuši trvá 243 dní a takmer dokonale kruhový obeh okolo Slnka len 225 dní.
To znamená, že na rozdiel od Zeme, ktorej rotácia určuje zmenu dňa a noci, na Venuši obdobie, kedy Slnko zostáva nad obzorom, závisí od obdobia obehu planéty okolo hviezdy.
Štruktúra Venuše
Predpokladá sa, že vnútorná štruktúra Venuše je podobná vnútorná štruktúra Zem: s kôrou, plášťom z roztavených materiálov a železitým vnútorným jadrom. Podľa existujúceho modelu je hrúbka jadra 3200 km, plášť je 2800 km a kôra je 20 km.Zdá sa, že železité jadro by malo vytvárať magnetické pole, v skutočnosti chýba, zrejme kvôli zvláštnostiam pohybu planéty. Pomalá rotácia planéty je vysvetlením tohto javu, aj keď nie celkom presvedčivým.
Ale slnečný vietor, keď prerazí horné vrstvy atmosféry, ionizuje ich a vytvorí atmosférický front, ktorý vytvorí predĺžené magnetické pole, predĺžené v smere opačnom ako je smer slnečného vetra.
Atmosféra Venuše
Oxid uhličitý tvorí 96,5 % celkového objemu atmosféry, zvyšných 3,5 % tvorí dusík so stopami kyslíka, oxidu uhoľnatého, argónu a anhydridu kyseliny sírovej. Okrem toho existuje nízky záujem vodná para.Možno, že v prvých fázach vývoja Zeme bola jej atmosféra podobná atmosfére Venuše. Vzhľadom na to, že látky, ktoré tvoria atmosféru Venuše, sú veľmi ťažké, tlak na povrch planéty je oveľa väčší ako atmosférický tlak Zeme. Je blízko k hodnote, ktorá existuje na Zemi v hĺbke 90 m pod vodou - 90-95 atmosfér. Astronaut uviaznutý na Venuši by bol vystavený tejto hroznej sile, ktorá by ho okamžite sploštila. A plynná zmes je navyše toxická pre ľudí.
Zvýšená hustota a špeciálne zloženie atmosféry spôsobuje veľmi silný skleníkový efekt.Spodné vrstvy atmosféry zadržiavajú teplo rovnakým spôsobom, ako sa teplo zadržiava v skleníku. Výsledkom je, že teplota dosahuje 475 °C.
Moduly vypustené zo sond zachytili prítomnosť silných rádiových vĺn vyžarovaných elektrickými prúdmi, čo jasne naznačuje, že na Venuši sú búrky, oveľa silnejšie a častejšie ako na Zemi.
Pozorovania atmosféry Venuše ukázali prítomnosť najsilnejších vetrov v horných vrstvách. V týchto vrstvách oblaky v retrográdnom pohybe urobia kompletnú revolúciu okolo planéty za štyri dni, pričom jej rotácia okolo osi je 243 dní. So stúpajúcou nadmorskou výškou klesá teplota. Napríklad vo výške 100 km je -90 °C.
Na povrchu Venuše sa krátko po jej vzniku pravdepodobne nachádzali vodné oceány. Postupom času však bolo žiarenie Slnka (vtedy veľmi mladého) príliš silné a oceány sa začali vyparovať a z kamenistej pôdy sa uvoľnil oxid uhličitý a šíril sa v atmosfére. Postupom času sa skleníkový efekt zintenzívnil, teplota sa ďalej zvyšovala, čím sa zvýšilo vyparovanie. Čoskoro zmizla všetka voda z povrchu aj obsah oxid uhličitý v atmosfére bola veľmi vysoká. 
Bezoblačná počítačová simulácia Venuše (vľavo) a zložený radarový obrázok tej istej pologule (vpravo) z misie Magellan. Stred rámu – 180 stupňov východnej zemepisnej dĺžky (ilustrácia NASA / USGS)
Povrch Venuše
Povrch Venuše je skalnatá púšť osvetlená žltkastým svetlom, dominuje oranžová a hnedé farby pôdy. Pri absencii morí možno určiť orografické znaky (hory alebo nížiny); stabilizovali sa na priemernej úrovni, aj keď existujú vysokohorské pásma. Reliéf obsahuje kopce, roviny a malé horské pásma. Na mieste pravekých oceánov planéty sú aj nížiny.Pomocou sond, najmä Magellanových, sa zistilo, že na Venuši prebieha sopečná činnosť. Tento záver bol urobený na základe skenovania niektorých zón, ktoré preukázali prítomnosť povrchovej nepriehľadnosti, čo poukazuje na prítomnosť nedávno vytrysknutej lávy. Vplyvom hustej atmosféry planéty je totiž povrchová časť magmy veľmi rýchlo erodovaná a odhaľuje vrstvu sulfidu železa, ktorý veľmi dobre odráža radarové lúče, keďže je dobrým vodičom.
Zloženie venušských hornín je podobné zloženiu suchozemského čadiča. Zároveň morfológia a výsledky tektonickej činnosti (krátery, sopky, pády meteoritov, zemetrasenia) sú také rôznorodé, že možno predpokladať veľmi bohaté a búrlivé geologická história.
Na Venuši možno rozlíšiť dve oblasti, ktoré naznačujú kontinenty, pretože sú v značnej výške nad priemernou úrovňou povrchu. Tieto oblasti, Ištarina a Afroditina, sa nachádzajú na severnej pologuli a južne od rovníka a pretínajú Afroditinskú krajinu v jej severnej časti.
Krajina Ishtar je o niečo menšia ako Spojené štáty americké, má najvyšší vrch planéty Mount Maxwell vysoký 11 km.
Afroditina krajina je o niečo väčšia ako Afrika. Nachádza sa tu Mount Maat, sopka vysoká 8 km, okolo ktorej sa rozprestiera pláň čerstvo vytrysknutej lávy, čo svedčí o prítomnosti sopečnej činnosti na Venuši. Na tomto kontinente sa nachádza sústava kaňonov tektonického pôvodu, tiahnuca sa stovky kilometrov, 2-4 km hlboké a až 280 km široké.
Charakteristika Venuše
Priemerná vzdialenosť od Slnka - 108,2 milióna km (minimum - 107,4; maximum - 109)Rovníkový priemer - 12 103 km
Priemerná rýchlosť orbitálneho pohybu okolo Slnka je 35,03 km/s
Doba rotácie - 243 dní 00 h 14 min (retrográdna)
Doba obehu - 224,7 dní
Známe satelity – žiadne
Hmotnosť (Zem = 1) - 0,815
Objem (Zem = 1) - 0,857
Priemerná hustota - 5,25 g / cm3
Priemerná teplota na povrchu je asi 470 °C
Odchýlka osi - 117° 3"
Orbitálna odchýlka vzhľadom na ekliptiku - 3°4"
Povrchový tlak (Zem = 1) - 90
Atmosféra - oxid uhličitý (96,5%), dusík (3,5%), stopy kyslíka a ďalších prvkov.
Priemerná vzdialenosť k Slnku: 108,2 km
(min. 107,4 max. 109)
Priemer rovníka: 12 103 km
Priemerná rýchlosť otáčania okolo Slnka: 35,03 km/s
Obdobie otáčania okolo svojej osi: 243 dní. 00 h 14 min
(retrográdna)
Obdobie revolúcie okolo Slnka: 224,7 dní.
Satelity: Žiadne
Objem (Zem = 1): 0,857
Priemerná hustota: 5,25 g/cm3
Priemerná povrchová teplota: +470°C
Naklonenie osi: 177°3"
Sklon obežnej dráhy vzhľadom na ekliptiku: 3°4"
Povrchový tlak (Zem=1): 90
Atmosféra: Oxid uhličitý (96%), dusík (3,2%), obsahuje aj kyslík a ďalšie prvky
Je to druhá najvzdialenejšia planéta od Slnka a najbližšia planéta k Zemi v slnečnej sústave. Toto je najjasnejšie svietidlo na oblohe (po Slnku a Mesiaci) za súmraku aj ráno.
Ľudia vedeli o existencii Venuše od nepamäti, ale Galileo prvýkrát pozoroval fázy tejto planéty ďalekohľadom. Prví pozorovatelia cez ďalekohľad zaznamenali vo svojich kresbách vysoké hory, zdalo sa im, že hory oddeľujú svetlú časť planéty od tmavej. V skutočnosti išlo o jav spôsobený atmosférickou turbulenciou. Faktom je, že nie je možné zvážiť vyčnievajúce časti reliéfu Venuše kvôli hustej a osvetlenej atmosfére. Cez ďalekohľad nie je možné vidieť detaily, na dohľad sú len mraky. Už niekoľko storočí existuje veľké množstvo teórie o povrchu Venuše. Teórie vznikli pri absencii presných údajov o tejto planéte. Niektorí vedci tvrdili, že podmienky životné prostredie planéty sú podobné Zemi. Ostatné aj po obdržaní informácií o teplotný režim planét, totiž že teplota Venuše je oveľa vyššia ako teplota Zeme, považovali za možné mať na jej povrchu vlhké tropické džungle.
Rotácia okolo vlastnej osi
Spomedzi všetkých planét, ktoré tvoria slnečnú sústavu, sa Venuša ako jediná, s výnimkou Uránu, otáča okolo svojej osi v smere z východu na západ. Nebeské telesá sa spravidla otáčajú okolo Slnka rovnakým smerom ako okolo svojej vlastnej osi - od západu na východ.
Venuša sa vyznačuje nezvyčajnou kombináciou smerov a periód rotácie a otáčania okolo Slnka. Astronómovia nazvali „nesprávny“ pohyb Venuše „retrográdny“. Malá rýchlosť rotácie mierne prevyšuje rýchlosť otáčania okolo Slnka. Obdobie rotácie Venuše je 243 dní, aby prešla okolo Slnka v tvare kruhu, Venuša strávi 225 dní.
Na Zemi je zmena dňa a noci daná rotáciou planéty okolo svojej osi, na Venuši doba pobytu Slnka nad obzorom závisí od trvania rotácie okolo Slnka.
Povrch Venuše
Existuje možnosť, že po vzniku Venuše bol jej povrch pokrytý veľkým množstvom vody. Postupom času sa začal proces, v dôsledku ktorého na jednej strane dochádza k vyparovaniu morí, na druhej strane k uvoľňovaniu anhydritu oxidu uhličitého, ktorý je súčasťou hornín, do atmosféry. Skleníkový efekt vedie k zvýšeniu teploty a zvýšeniu odparovania vody. Postupom času voda z povrchu Venuše mizne, väčšina anhydritu uhlíka prechádza do atmosféry.
Povrch Venuše je skalnatá púšť, osvetlená žltkastým svetlom, s prevahou oranžových a hnedých tónov reliéfu. Na povrchu sú zvlnené roviny a vzácne pohoria. Prítomnosťou niektorých depresií môžeme konštatovať, že na planéte boli prehistorické oceány.
Medziplanetárne stanice zaznamenali stopy relatívne nedávnej sopečnej činnosti. Po druhé, podľa povahy odrazu vĺn pomocou radaru možno dospieť k záveru, že na povrchu sú matné oblasti, zrejme ide o lávu, ktorá sa nedávno vynorila z hlbín. Hustá atmosféra planéty prispieva k rýchlej erózii, síran železnatý aktívne odráža ozvenu radaru.
Horniny Venuše majú podobné zloženie ako pozemské čadičové horniny. Morfológia krajiny pozorovaná na planéte, krátery vytvorené v dôsledku sopečných erupcií a bombardovania meteoritmi, rôzne tektonické javy svedčia o veľmi zložitej a aktívnej geologickej minulosti.
kontinentov
Podľa charakteru nadmorských výšok na severnej pologuli a na juh od rovníka vo vzťahu k priemernej úrovni povrchu planéty vedci usúdili, že sa tam nachádzajú takzvané kontinenty. Nazývali sa Istarská pevnina a Afroditná pevnina. Prvým je oblasť o niečo menšia ako Spojené štáty americké, ktoré obsahujú najviac vysoké vrcholy planétami sú Maxwellove hory, ich výška dosahuje 11 km. Pevnina Afrodity je väčšia ako Afrika. Nachádza sa tam Mount Maat - ide o 8 km vysokú sopku, z ktorej v nedávnej minulosti vytryskla láva.
Na tomto kontinente sa nachádza zložitý systém obrovských kaňonov tektonického pôvodu. Ich dĺžka niekedy dosahuje stovky kilometrov, hĺbka 2-4 km, šírka až 280 km.
Vnútorná štruktúra Venuša
Štruktúra Venuše, podobne ako Zem, zahŕňa kôru, plášť a jadro. Hrúbka kôry je asi 20 km, plášť je roztavená látka a siaha 2800 km. Polomer jadra obsahujúceho železo je približne 3200 km. V zásade by takéto jadro malo vytvárať magnetické pole, ale takmer sa nevyjadruje.
Planéta Venuša
Všeobecné informácie o planéte Venuša. Sestra Zeme
Obr.1 Venuša. Snímka zariadenia MESSENGER zo 14. januára 2008. Poďakovanie: NASA/Laboratórium aplikovanej fyziky Univerzity Johna Hopkinsa/Carnegie Institution of Washington
Venuša je druhá planéta od Slnka, veľkosťou, gravitáciou a zložením veľmi podobná našej Zemi. Zároveň je po Slnku a Mesiaci najjasnejším objektom na oblohe, dosahuje magnitúdu -4,4.
Planéta Venuša bola veľmi dobre preštudovaná, pretože ju navštívilo viac ako tucet kozmických lodí, no astronómovia majú stále nejaké otázky. Tu je len niekoľko z nich:
Prvá z otázok sa týka rotácie Venuše: jej uhlová rýchlosť je práve taká, že počas nižšej konjunkcie je Venuša obrátená k Zemi stále tou istou stranou. Dôvody tohto súladu medzi rotáciou Venuše a orbitálnym pohybom Zeme ešte nie sú jasné ...
Druhou otázkou je zdroj pohybu atmosféry Venuše, ktorá je súvislým obrovským vírom. Okrem toho je tento pohyb veľmi silný a vyznačuje sa úžasnou stálosťou. Aké sily vytvárajú atmosférický vír takýchto rozmerov - nie je známe?
A posledná, tretia, otázka – existuje na planéte Venuša život? Faktom je, že v nadmorskej výške niekoľkých desiatok kilometrov v zamračenej vrstve Venuše sú pozorované podmienky celkom vhodné pre život organizmov: nie príliš vysoká teplota, vhodný tlak atď.
Treba poznamenať, že len pred polstoročím bolo oveľa viac otázok súvisiacich s Venušou. Astronómovia nevedeli nič o povrchu planéty, nepoznali zloženie jej úžasnej atmosféry, nepoznali vlastnosti jej magnetosféry a mnoho ďalšieho. Dokázali však nájsť Venušu na nočnej oblohe, pozorovať jej fázy spojené s pohybom planéty okolo Slnka atď. O tom, ako takéto pozorovania vykonať, si prečítajte nižšie.
Pozorovanie planéty Venuša zo Zeme
Obr. 2 Pohľad na planétu Venuša zo Zeme. Poďakovanie: Carol Lakomiak
Keďže Venuša je bližšie k Slnku ako Zem, nikdy sa nezdá byť od nej príliš ďaleko: maximálny uhol medzi ňou a Slnkom je 47,8°. Vďaka takýmto vlastnostiam polohy na zemskej oblohe dosahuje Venuša maximálnu jasnosť krátko pred východom Slnka alebo nejaký čas po západe Slnka. Počas 585 dní sa striedajú obdobia jej večernej a rannej viditeľnosti: na začiatku obdobia je Venuša viditeľná iba ráno, potom - po 263 dňoch sa veľmi priblíži k Slnku a jej jas neumožňuje vidieť. planéta na 50 dní; potom prichádza obdobie večernej viditeľnosti Venuše, ktoré trvá 263 dní, kým planéta opäť na 8 dní nezmizne medzi Zemou a Slnkom. Potom sa striedanie viditeľnosti opakuje v rovnakom poradí.
Rozpoznať planétu Venušu je jednoduché, pretože na nočnej oblohe je to po Slnku a Mesiaci najjasnejšie svietidlo, ktoré dosahuje maximálne -4,4 magnitúdy. Charakteristickým rysom planéty je jej hladkosť biela farba.
obr.3 Zmena fáz Venuše. Kredit: webová stránka
Pri pozorovaní Venuše aj malým ďalekohľadom vidieť, ako sa mení osvetlenie jej disku v čase, t.j. dochádza k fázovej zmene, ktorú prvýkrát pozoroval Galileo Galilei v roku 1610. Pri najbližšom priblížení k našej planéte zostáva zasvätená len malá časť Venuše a má podobu tenkého polmesiaca. Dráha Venuše v tomto čase zviera s dráhou Zeme uhol 3,4°, takže zvyčajne prechádza tesne nad alebo pod Slnkom vo vzdialenosti do osemnástich slnečných priemerov.
Niekedy však nastane situácia, že planéta Venuša sa nachádza približne na rovnakej čiare medzi Slnkom a Zemou a vtedy môžete vidieť mimoriadne zriedkavý astronomický jav - prechod Venuše cez disk Slnka, pri ktorom planéta má podobu malej tmavej „škvrny“ s priemerom 1/30 Slnka.
obr.4 Prechod Venuše cez disk Slnka. Snímka zo satelitu NASA TRACE zo 6. augusta 2004. Poďakovanie: NASA
Tento jav sa vyskytuje približne 4-krát za 243 rokov: najprv sa pozorujú 2 zimné prechody s frekvenciou 8 rokov, potom trvá interval 121,5 roka a ďalšie 2, tentoraz letné, sa vyskytujú s rovnakou frekvenciou 8 rokov. Zimné prechody Venuše potom možno pozorovať až po 105,8 rokoch.
Treba poznamenať, že ak je trvanie 243-ročného cyklu relatívne konštantnou hodnotou, potom sa periodicita medzi zimnými a letnými prechodmi v rámci neho mení v dôsledku malých nezrovnalostí v obdobiach návratu planét do bodov spojenia ich obežných dráhach.
Takže až do roku 1518 vyzerala vnútorná sekvencia prechodov Venuše ako „8-113,5-121,5“ a do roku 546 bolo 8 prechodov, medzi ktorými boli intervaly rovné 121,5 rokom. Aktuálna sekvencia bude pokračovať až do 2846, potom bude nahradená inou: "105,5-129,5-8".
Posledný prechod planéty Venuša, trvajúci 6 hodín, bol pozorovaný 8. júna 2004, ďalší sa uskutoční 6. júna 2012. Potom bude prestávka, ktorej koniec bude až v decembri 2117.
História prieskumu planéty Venuša
Obr.5 Ruiny observatória v meste Chichen Itza (Mexiko). Zdroj: wikipedia.org
Planétu Venušu spolu s Merkúrom, Marsom, Jupiterom a Saturnom poznali ľudia z neolitu (nová doba kamenná). Planétu dobre poznali starí Gréci, Egypťania, Číňania, obyvatelia Babylonu a Stredná Amerika, Kmene severnej Austrálie. Ale kvôli zvláštnostiam pozorovania Venuše iba ráno alebo večer, starí astronómovia verili, že vidia úplne iné nebeské objekty, a preto nazývali rannú Venušu jedným menom a večer druhým. Gréci teda dali meno Vesper večernej Venuši a Phosphorus rannej Venuši. Starí Egypťania tiež dali planéte dve mená: Tayoumutiri - ranná Venuša a Owaiti - večer. Indiáni Mayov nazývali Venušu Noh Ek – „Veľká hviezda“ alebo Ksuks Ek – „Hviezda osy“ a dokázali vypočítať jej synodické obdobie.
Prví ľudia, ktorí pochopili, že Venuša ráno a večer sú tá istá planéta, boli grécki Pytagorejci; o niečo neskôr iný staroveký Grék Herakleid Pontus navrhol, že Venuša a Merkúr sa točia okolo Slnka, nie okolo Zeme. Približne v rovnakom čase dali Gréci planéte meno bohyne lásky a krásy Afrodity.
Ale bežné moderných ľudí Planéta dostala meno "Venuša" od Rimanov, ktorí ju pomenovali na počesť bohyne patrónky celého rímskeho ľudu, ktorá v rímskej mytológii zaujímala rovnaké miesto ako Afrodita v gréčtine.
Ako vidíte, starí astronómovia iba pozorovali planétu, pričom súčasne počítali synodické obdobia rotácie a robili mapy. hviezdna obloha. Uskutočnili sa aj pokusy vypočítať vzdialenosť Zeme od Slnka pozorovaním Venuše. Na to je potrebné, keď planéta prechádza priamo medzi Slnkom a Zemou pomocou metódy paralaxy, zmerať drobné rozdiely v čase začiatku alebo konca prechodu na dvoch dosť vzdialených bodoch našej planéty. Vzdialenosť medzi bodmi sa ďalej používa ako dĺžka základne na určenie vzdialeností k Slnku a Venuši trianguláciou.
Historici nevedia, kedy astronómovia prvýkrát pozorovali prechod planéty Venuša cez disk Slnka, ale poznajú meno osoby, ktorá ako prvá predpovedala takýto prechod. Bol to nemecký astronóm Johannes Kepler, ktorý predpovedal prechod roku 1631. V predpovedanom roku však v dôsledku určitej nepresnosti Keplerianovej predpovede nikto nepozoroval prechod v Európe ...
Obr.6 Jerome Horrocks pozoruje prechod planéty Venuša cez disk Slnka. Zdroj: wikipedia.org
Ale iný astronóm - Jerome Horrocks, ktorý spresnil Keplerove výpočty, zistil presné obdobia opakovania prechodov a 4. decembra 1639 zo svojho domova v Much Hoole v Anglicku mohol na vlastné oči vidieť prechod Venuša cez slnečný disk.
Horrocks pomocou jednoduchého teleskopu premietol slnečný disk na dosku, kde bolo pre oči pozorovateľa bezpečné vidieť všetko, čo sa stalo na pozadí slnečného disku. A potom o 15:15, len pol hodiny pred západom slnka, Horrocks konečne uvidel predpovedanú pasáž. Pomocou vykonaných pozorovaní sa anglický astronóm pokúsil odhadnúť vzdialenosť Zeme od Slnka, ktorá sa ukázala ako 95,6 milióna km.
V roku 1667 Giovanni Domenico Cassini urobil prvý pokus určiť obdobie rotácie Venuše okolo svojej osi. Hodnota, ktorú dostal, bola veľmi vzdialená od skutočnej hodnoty a dosahovala 23 hodín a 21 minút. Bolo to spôsobené tým, že Venušu bolo treba pozorovať len raz denne a to len na niekoľko hodín. Cassini nasmeroval svoj ďalekohľad na planétu niekoľko dní a videl stále ten istý obrázok a dospel k záveru, že planéta Venuša sa úplne otočila okolo svojej osi.
Po pozorovaniach Horrocks a Cassini a poznaní Keplerovych výpočtov astronómovia na celom svete netrpezlivo očakávali ďalšiu príležitosť pozorovať prechod Venuše. A takáto príležitosť sa im naskytla v roku 1761. Medzi astronómami, ktorí viedli pozorovania, bol aj náš ruský vedec Michail Vasilievič Lomonosov, ktorý objavil pri vstupe planéty do slnečného disku, ako aj pri opustení, jasný prstenec okolo tmavého disku Venuše. Lomonosov vysvetlil pozorovaný úkaz, neskôr po ňom pomenovaný („Lomonosov fenomén“) prítomnosťou atmosféry v blízkosti Venuše, v ktorej sa lámali slnečné lúče.
Anglický astronóm William Herschel a nemecký astronóm Johann Schroeter po 8 rokoch pozorovania pokračovali v pozorovaniach a už druhýkrát „objavili“ atmosféru Venuše.
V 60-tych rokoch XIX storočia sa astronómovia začali pokúšať zistiť zloženie objavenej atmosféry Venuše a predovšetkým určiť prítomnosť kyslíka a vodnej pary v nej pomocou spektrálnej analýzy. Nenašli sa však ani kyslík, ani vodná para. O niečo neskôr, už v dvadsiatom storočí, sa obnovili pokusy nájsť „plyny života“: pozorovania a výskumy viedli A. A. Belopolsky v Pulkove (Rusko) a Vesto Melvin Slifer vo Flagstaffe (USA).
V tom istom 19. stor Taliansky astronóm Giovanni Schiaparelli sa opäť pokúsil určiť obdobie rotácie Venuše okolo svojej osi. Za predpokladu, že rotácia Venuše k Slnku je vždy jedna strana spojená s jej veľmi pomalou rotáciou, stanovil periódu jej rotácie okolo osi na 225 dní, čo bolo o 18 dní menej ako skutočná.
Obr. 7 Observatórium Mount Wilson. Kredit: MWOA
V roku 1923 začali Edison Pettit a Seth Nicholson na observatóriu Mount Wilson na Mount Wilson v Kalifornii (USA) merať teplotu horných oblakov Venuše, čo následne vykonalo mnoho vedcov. O deväť rokov neskôr americkí astronómovia W. Adams a T. Denham na tom istom observatóriu zaznamenali tri pásy v spektre Venuše patriace oxidu uhličitému (CO 2 ). Intenzita pásov viedla k záveru, že množstvo tohto plynu v atmosfére Venuše je mnohonásobne väčšie ako jeho obsah v zemskej atmosfére. V atmosfére Venuše sa nenašli žiadne iné plyny.
V roku 1955 William Sinton a John Strong (USA) namerali teplotu zamračenej vrstvy Venuše, ktorá sa ukázala ako -40 ° C a ešte nižšia v blízkosti pólov planéty.
Okrem Američanov sovietski vedci N.P.Barabashov, V.V. Sharonov a V.I. Yezersky, francúzsky astronóm B. Lio. Ich výskum, ako aj teória rozptylu svetla hustými atmosférami planét, ktorú vyvinul Sobolev, svedčili o tom, že veľkosti častíc oblakov Venuše boli asi jeden mikrometer. Vedci mohli len zistiť povahu týchto častíc a podrobnejšie študovať celú hrúbku zakalenej vrstvy Venuše, a nielen jej hornú hranicu. A na to bolo potrebné vyslať na planétu medziplanetárne stanice, ktoré následne vytvorili vedci a inžinieri ZSSR a USA.
Prvá kozmická loď vypustená k planéte Venuša bola Venera 1. Táto udalosť sa odohrala 12. februára 1961. Po určitom čase sa však komunikácia so zariadením stratila a Venera-1 vstúpila na obežnú dráhu satelitu Slnka.
Obr. 8 "Venuša-4". Kredit: NSSDC
Obr. 9 "Venuša-5". Kredit: NSSDC
Ďalší pokus bol tiež neúspešný: prístroj Venera-2 letel vo vzdialenosti 24 000 km. z planéty. Iba Venera-3, vypustená Sovietskym zväzom v roku 1965, sa dokázala priblížiť relatívne blízko k planéte a dokonca pristáť na jej povrchu, čo umožnilo špeciálne navrhnuté zostupové vozidlo. Ale kvôli zlyhaniu riadiaceho systému stanice neboli prijaté žiadne údaje o Venuši.
Po 2 rokoch - 12. júna 1967 sa k planéte vydala Venera-4 vybavená aj zostupovým vozidlom, ktorého účelom bolo skúmanie fyzikálnych vlastností a chemického zloženia atmosféry Venuše pomocou 2 odporových teplomerov, barometrického senzor, ionizačný merač atmosferickej hustoty a 11 náplní - analyzátorov plynov. Zariadenie splnilo svoj účel tým, že zistilo prítomnosť obrovského množstva oxidu uhličitého, slabé magnetické pole obklopujúce planétu a absenciu radiačných pásov.
V roku 1969 s intervalom len 5 dní išli k Venuši hneď 2 medziplanetárne stanice s sériové čísla 5 a 6.
Ich zostupové vozidlá vybavené rádiovými vysielačmi, rádiovými výškomermi a ďalším vedeckým vybavením prenášali počas zostupu informácie o tlaku, teplote, hustote a chemickom zložení atmosféry. Ukázalo sa, že tlak atmosféry Venuše dosahuje 27 atmosfér; Nebolo možné zistiť, či môže prekročiť uvedenú hodnotu: zostupové vozidlá jednoducho neboli konštruované na vyšší tlak. Teplota atmosféry Venuše počas zostupu vozidiel sa pohybovala od 25° do 320°C. V zložení atmosféry dominoval oxid uhličitý s malým množstvom dusíka, kyslíka a prímesou vodnej pary.
Obr. 10 "Mariner-2". Poďakovanie: NASA/JPL
Okrem kozmických lodí Sovietsky zväzŠtúdium planéty Venuša uskutočnili americké prístroje radu Mariner, z ktorých prvý s poradovým číslom 2 (č. 1, havaroval pri štarte) preletel okolo planéty v decembri 1962 a určil teplotu jej povrchu. . Podobným spôsobom, keď preletela okolo planéty v roku 1967, Venušu preskúmala ďalšia americká kozmická loď Mariner 5. Piaty námorník pri plnení svojho programu potvrdil prevahu oxidu uhličitého v atmosfére Venuše, zistil, že tlak v hrúbke tejto atmosféry môže dosiahnuť 100 atmosfér a teplota môže dosiahnuť 400 ° C.
Je potrebné poznamenať, že štúdium planéty Venuša v 60. rokoch. prišiel zo zeme. Takže s pomocou radarových metód americkí a sovietski astronómovia zistili, že rotácia Venuše je opačná a doba rotácie Venuše je ~ 243 dní.
15. decembra 1970 sa sonda Venera-7 prvýkrát dostala na povrch planéty a po 23 minútach práce na nej prenášala údaje o zložení atmosféry, teplote jej rôznych vrstiev, ako aj o tlaku, čo podľa výsledkov meraní vyšlo na 90 atmosfér.
O rok a pol neskôr, v júli 1972, pristál na povrchu Venuše ďalší sovietsky aparát.
Pomocou vedeckého zariadenia nainštalovaného na zostupovom vozidle bolo namerané osvetlenie na povrchu Venuše rovnajúce sa 350 ± 150 luxom (ako na Zemi počas zamračeného dňa) a hustota povrchových hornín rovnajúca sa 1,4 g/ cm3. Zistilo sa, že oblaky Venuše ležia vo výške 48 až 70 km, majú vrstvenú štruktúru a pozostávajú z kvapiek 80% kyseliny sírovej.
Vo februári 1974 Mariner 10 preletel okolo Venuše a 8 dní fotografoval jej oblačnosť, aby študoval dynamiku atmosféry. Na základe získaných snímok bolo možné určiť periódu rotácie vrstvy oblaku Venuše rovnú 4 dňom. Ukázalo sa tiež, že táto rotácia nastáva v smere hodinových ručičiek pri pohľade zo severného pólu planéty.
obr.11 Zostupové vozidlo Venera-10. Kredit: NSSDC
O niekoľko mesiacov neskôr, v októbri 1974, pristáli na povrchu Venuše sovietske kozmické lode so sériovými číslami 9 a 10. Po pristátí vo vzdialenosti 2200 km odniesli na Zem prvé panorámy povrchu v miestach pristátia. Zostupové vozidlá hodinu prenášali vedecké informácie z povrchu do kozmických lodí, ktoré boli prenesené na obežnú dráhu umelých satelitov Venuše a odovzdali ich Zemi.
Treba poznamenať, že po letoch Vener-9 a 10 Sovietsky zväz vypustil všetky kozmické lode tejto série v pároch: najprv bol na planétu vyslaný jeden prístroj, potom ďalší s minimálnym časovým intervalom.
V septembri 1978 teda Venera-11 a Venera-12 išli na Venušu. 25. decembra toho istého roku sa ich zostupové vozidlá dostali na povrch planéty, pričom urobili množstvo snímok a niektoré z nich preniesli na Zem. Čiastočne preto, že jedno zo zostupových vozidiel neotvorilo ochranné kryty komory.
Počas klesania vozidiel boli v atmosfére Venuše zaznamenané elektrické výboje, mimoriadne silné a časté. Jedno zo zariadení teda zaznamenalo 25 výbojov za sekundu, druhé - asi tisíc a jedno z búchania hromu trvalo 15 minút. Podľa astronómov boli elektrické výboje spojené s aktívnou sopečnou činnosťou v miestach zostupu kozmických lodí.
Približne v rovnakom čase už skúmala Venuša kozmická loď americkej série - Pioneer-Venus-1, vypustená 20. mája 1978.
Po vstupe na 24-hodinovú eliptickú obežnú dráhu okolo planéty 4. decembra zariadenie vykonávalo radarové mapovanie povrchu rok a pol, študovalo magnetosféru, ionosféru a štruktúru oblakov Venuše.
obr.12 "Pionier-Venus-1". Kredit: NSSDC
Po prvom „pionierovi“ išiel druhý k Venuši. Stalo sa tak 8. augusta 1978. 16. novembra sa od aparatúry oddelilo prvé a najväčšie zo zostupových vozidiel, o 4 dni neskôr sa oddelili 3 ďalšie zostupové vozidlá. 9. decembra všetky štyri moduly vstúpili do atmosféry planéty.
Podľa výsledkov štúdie zostupových vozidiel Pioneer-Venera-2 sa určilo zloženie atmosféry Venuše, v dôsledku čoho sa ukázalo, že obsah koncentrácie argónu-36 a argónu-38 v r. je 50-500 krát vyššia ako koncentrácia týchto plynov v zemskej atmosfére. Atmosféru tvorí prevažne oxid uhličitý s malým množstvom dusíka a iných plynov. Pod samotnými mrakmi planéty sa našli stopy vodnej pary a vyššia ako očakávaná koncentrácia molekulárneho kyslíka.
Samotná vrstva oblakov, ako sa ukázalo, pozostáva najmenej z 3 dobre definovaných vrstiev.
Horná, ležiaca vo výškach 65-70 km, obsahuje kvapky koncentrovanej kyseliny sírovej. Ďalšie 2 vrstvy majú približne rovnaké zloženie, len s tým rozdielom, že v najnižšej vrstve prevládajú väčšie častice síry. Vo výškach pod 30 km. Atmosféra Venuše je pomerne priehľadná.
Počas zostupu prístroje vykonali merania teploty, ktoré potvrdili kolosálny skleníkový efekt, ktorý na Venuši panuje. Takže, ak vo výškach okolo 100 km bola teplota -93°C, tak na hornej hranici oblakov -40°C a potom sa ďalej zvyšovala, až pri povrchu dosiahla 470°C...
V októbri až novembri 1981 s intervalom 5 dní vyrazili Venera-13 a Venera-14, ktorých zostupové vozidlá v marci, už 82., dosiahli povrch planéty a preniesli panoramatické snímky miest pristátia. na Zem, na ktorej bolo vidieť žltozelenú venušskú oblohu, a skúmali zloženie venušskej pôdy, v ktorej našli: oxid kremičitý (až 50% celkovej hmoty pôdy), hlinitý kamenec (16%), oxidy horčíka (11%), železo, vápnik a ďalšie prvky. Okrem toho pomocou zariadenia na záznam zvuku nainštalovaného na Venera-13 vedci prvýkrát počuli zvuky inej planéty, konkrétne hromu.
obr.13 Povrch planéty Venuša. Obrázok zariadenia "Venus-13" z 1. marca 1982. Kredit: NSSDC
2. júna 1983 sa AMS (automatická medziplanetárna stanica) Venera-15 vydala k planéte Venuša, ktorá 10. októbra toho istého roku vstúpila na polárnu dráhu okolo planéty. 14. októbra bola na obežnú dráhu vynesená Venera-16, vypustená o 5 dní neskôr. Obe stanice boli navrhnuté tak, aby študovali terén Venuše pomocou radarov nainštalovaných na ich palube. Po spolupráci viac ako osem mesiacov stanice získali obraz povrchu planéty v rámci obrovskej oblasti: od severného pólu po ~30° severnej zemepisnej šírky. Výsledkom spracovania týchto údajov bola zostavená podrobná mapa severnej pologule Venuše na 27 listoch a vydaný prvý atlas reliéfu planéty, ktorý však pokrýval len 25 % jej povrchu. Aj na základe podkladov z prieskumov vozidiel sovietski a americkí kartografi v rámci prvého medzinárodného projektu mimozemskej kartografie, ktorý sa konal pod záštitou Akadémie vied a NASA, spoločne vytvorili sériu troch prehľadových máp severná Venuša. Prezentácia tejto série máp pod názvom „Magellan Flight Planning Kit“ sa uskutočnila v lete 1989 na Medzinárodnom geologickom kongrese vo Washingtone.
obr.14 Zostupový modul AMS "Vega-2". Kredit: NSSDC
Po Venuši v štúdiu planéty pokračoval sovietsky AMS zo série Vega. Boli to dve tieto zariadenia: Vega-1 a Vega-2, ktoré s rozdielom 6 dní odštartovali k Venuši v roku 1984. O šesť mesiacov neskôr sa vozidlá priblížili k planéte, potom sa od nich oddelili zostupové moduly, ktoré sa po vstupe do atmosféry rozdelili aj na pristávacie moduly a balónové sondy.
2 balónové sondy sa po naplnení škrupín svojich padákov héliom unášali vo výške asi 54 km na rôznych pologuli planéty a dva dni prenášali údaje, pričom za tento čas preleteli dráhu asi 12 000 km. Priemerná rýchlosť, ktorou sondy leteli týmto smerom, bola 250 km/h, k čomu prispela mohutná globálna rotácia atmosféry Venuše.
Údaje sondy ukázali prítomnosť veľmi aktívnych procesov vo vrstve oblakov charakterizovaných silnými vzostupnými a zostupnými prúdmi.
Keď sonda Vega-2 preletela v oblasti Afrodity cez 5 km vysoký vrchol, narazila do vzduchovej kapsy a prudko klesla o 1,5 km. Obe sondy zaznamenali aj výboje blesku.
Pristávacie moduly študovali vrstvu oblakov a chemické zloženie atmosféry pri zostupe, po ktorom po mäkkom pristátí na Mermaid Plain začali analyzovať pôdu meraním röntgenových fluorescenčných spektier. Na oboch miestach, kde moduly pristáli, objavili horniny s relatívne nízkym obsahom prírodných rádioaktívnych prvkov.
V roku 1990 pri vykonávaní gravitačných manévrov preletela okolo Venuše kozmická loď Galileo (Galileo), z ktorej bol vykonaný prieskum infračerveným spektrometrom NIMS, v dôsledku čoho sa ukázalo, že na vlnových dĺžkach 1,1, 1,18 a 1, 02. µm signál koreluje s topografiou povrchu, to znamená, že pre zodpovedajúce frekvencie existujú "okná", cez ktoré je viditeľný povrch planéty.
Obr. 15 Nakladanie medziplanetárnej stanice Magellan do nákladného priestoru kozmickej lode Atlantis. Kredit: JPL
O rok skôr, 4. mája 1989, sa k planéte Venuša vydala medziplanetárna stanica NASA Magellan, ktorá po práci do októbra 1994 získala fotografie takmer celého povrchu planéty, pričom súčasne vykonala množstvo experimentov.
Prieskum prebiehal do septembra 1992 a pokrýval 98 % povrchu planéty. Zariadenie vstúpilo v auguste 1990 na predĺženú polárnu obežnú dráhu okolo Venuše s výškami od 295 do 8 500 km a obežnou dobou 195 minút a pri každom priblížení k planéte zmapovalo úzky pás široký 17 až 28 km a dlhý asi 70 000 km. Celkovo bolo takýchto pruhov 1800.
Keďže Magellan opakovane fotografoval mnohé oblasti z rôznych uhlov, čo umožnilo zostaviť trojrozmerný model povrchu, ako aj preskúmať možné zmeny v krajine. Stereo obraz bol získaný pre 22 % povrchu Venuše. Okrem toho bola zostavená mapa výšok povrchu Venuše získaná pomocou výškomeru (výškomera) a mapa elektrickej vodivosti jej hornín.
Na základe výsledkov snímok, na ktorých sa dali ľahko rozlíšiť detaily až do veľkosti 500 m, sa zistilo, že povrch planéty Venuša zaberajú prevažne kopcovité pláne a podľa geologických pomerov je relatívne mladý – asi 800 miliónov rokov. . Na povrchu je relatívne málo meteoritových kráterov, ale stopy po sopečnej činnosti sa často nachádzajú.
Od septembra 1992 do mája 1993 študoval Magellan gravitačné pole Venuše. V tomto období nevykonával povrchový radar, ale vysielal na Zem neustály rádiový signál. Zmenou frekvencie signálu bolo možné určiť najmenšie zmeny rýchlosti zariadenia (tzv. Dopplerov jav), čo umožnilo identifikovať všetky znaky gravitačného poľa planéty.
V máji sa Magellan pustil do svojho prvého experimentu: praktickej aplikácie technológie atmosférického brzdenia na spresnenie predtým získaných poznatkov o gravitačnom poli Venuše. K tomu bol jeho spodný bod obežnej dráhy mierne znížený tak, aby sa zariadenie dotklo horných vrstiev atmosféry a menilo parametre obežnej dráhy bez spotreby paliva. V auguste prebehla Magellanova obežná dráha vo výškach 180-540 km s dobou otáčania 94 minút. Na základe výsledkov všetkých meraní bola zostavená „gravitačná mapa“ pokrývajúca 95 % povrchu Venuše.
Nakoniec sa v septembri 1994 uskutočnil posledný experiment, ktorého účelom bolo skúmať hornú vrstvu atmosféry. Solárne panely prístroja boli rozmiestnené ako lopatky veterného mlyna a Magellanova dráha bola znížená. To umožnilo získať informácie o správaní molekúl v najvrchnejších vrstvách atmosféry. 11. októbra bola obežná dráha naposledy znížená a 12. októbra pri vstupe do hustých vrstiev atmosféry sa stratila komunikácia s kozmickou loďou.
Počas svojej prevádzky vykonal Magellan niekoľko tisíc obehov okolo Venuše, pričom trikrát zhotovil snímky planéty pomocou radarov s bočným skenovaním.
Obr.16 Valcová mapa povrchu planéty Venuša, zostavená zo snímok medziplanetárnej stanice Magellan. Poďakovanie: NASA/JPL
Po prelete Magellan na dlhých 11 rokov zavládla v histórii štúdia Venuše kozmickými loďami prestávka. Program medziplanetárneho výskumu Sovietskeho zväzu bol obmedzený, Američania prešli na iné planéty, predovšetkým na plynných obrov: Jupiter a Saturn. A až 9. novembra 2005 vyslala Európska vesmírna agentúra (ESA) k Venuši kozmickú loď novej generácie Venus Express, vytvorenú na rovnakej platforme ako Mars Express vypustený pred 2 rokmi.
obr.17 Venus Express. Kredit: ESA
5 mesiacov po štarte, 11. apríla 2006, prístroj dorazil k planéte Venuša, čoskoro vstúpil na vysoko predĺženú eliptickú dráhu a stal sa jej umelým satelitom. V najvzdialenejšom bode obežnej dráhy od stredu planéty (apocentre) išiel Venus Express do vzdialenosti 220 tisíc kilometrov od Venuše a v najbližšom bode (pericentre) prešiel vo výške len 250 kilometrov od povrchu planéty.
O nejaký čas neskôr, kvôli jemným korekciám obežnej dráhy, bola periapsa Venus Express znížená ešte nižšie, čo umožnilo zariadeniu vstúpiť do najvyšších vrstiev atmosféry a v dôsledku aerodynamického trenia znova a znova, mierne, ale isto, spomaľovať. po výške apoapsis. Výsledkom bolo, že parametre obežnej dráhy, ktorá sa stala cirkumpolárnou, získali tieto parametre: výška apocentra - 66 000 kilometrov, výška pericentra - 250 kilometrov, doba obehu prístroja na obežnej dráhe - 24 hodín.
Parametre blízkej polárnej pracovnej obežnej dráhy Venera Express neboli zvolené náhodou: obežná doba 24 hodín je teda vhodná na pravidelnú komunikáciu so Zemou: pri približovaní sa k planéte zariadenie zbiera vedecké informácie a vzďaľuje sa od nej. , vykoná 8-hodinovú komunikačnú reláciu, pričom prenesie až 250 MB informácií. Ďalšou dôležitou vlastnosťou obežnej dráhy je jej kolmosť k rovníku Venuše, vďaka čomu má zariadenie možnosť detailne preskúmať polárne oblasti planéty.
Pri vstupe na takmer polárnu obežnú dráhu sa so zariadením stala nešťastná nepríjemnosť: PFS spektrometer, určený na štúdium chemického zloženia atmosféry, zlyhal, alebo skôr bol vypnutý. Ako sa ukázalo, zrkadlo sa zaseklo, čo malo prepnúť „vzhľad“ zariadenia z referenčného zdroja (na palube sondy) na planétu. Po množstve pokusov obísť poruchu sa inžinierom podarilo otočiť zrkadlo o 30 stupňov, čo však na fungovanie zariadenia nestačilo a nakoniec ho museli vypnúť.
12. apríla prístroj po prvý raz odfotografoval južný pól Venuše, ktorý predtým nebol odfotografovaný. Tieto prvé fotografie zhotovené spektrometrom VIRTIS z výšky 206 452 kilometrov nad povrchom odhalili tmavý lievik podobný podobnému útvaru nad severným pólom planéty.
obr.18 Mraky nad povrchom Venuše. Kredit: ESA
Kamera VMC urobila 24. apríla sériu snímok oblačnosti Venuše v ultrafialovej oblasti, ktorá je spojená s výraznou – 50 % – absorpciou tohto žiarenia v atmosfére planéty. Po naviazaní na súradnicovú mriežku sa získal mozaikový obraz pokrývajúci významnú oblasť oblakov. Analýza tohto obrázku odhalila páskové štruktúry s nízkym kontrastom spôsobené silným vetrom.
Mesiac po prílete – 6. mája o 23:49 moskovského času (19:49 UTC) sa Venus Express presunul na svoju stálu pracovnú obežnú dráhu s obežnou dobou 18 hodín.
29. mája stanica vykonala infračervený prieskum južnej polárnej oblasti a odhalila vír veľmi neočakávaného tvaru: s dvoma „pokojnými zónami“, ktoré sú navzájom zložito prepojené. Vedci po podrobnejšom preštudovaní snímky prišli na to, že pred nimi sú 2 rôzne štruktúry ležiace v rôznych výškach. Zatiaľ nie je jasné, ako stabilný je tento atmosférický útvar.
VIRTIS urobil 29. júla 3 snímky atmosféry Venuše, z ktorých bola vytvorená mozaika zobrazujúca jej komplexnú štruktúru. Fotografie boli zhotovené v intervale asi 30 minút a už na hraniciach sa nápadne nezhodovali, čo svedčí o vysokej dynamike atmosféry Venuše spojenej s hurikánovými vetrami fúkajúcimi rýchlosťou nad 100 m/s.
Ďalší spektrometer inštalovaný na Venus Express, SPICAV, zistil, že oblaky v atmosfére Venuše môžu stúpať až 90 kilometrov vo forme hustej hmly a až 105 kilometrov, ale už vo forme priehľadnejšieho oparu. Predtým iné kozmické lode zaznamenali oblaky len do výšky 65 kilometrov nad povrchom.
Okrem toho vedci pomocou bloku SOIR ako súčasti spektrometra SPICAV objavili v atmosfére Venuše „ťažkú“ vodu, ktorá obsahuje atómy ťažkého izotopu vodíka – deutéria. Bežná voda v atmosfére planéty stačí na to, aby pokryla celý jej povrch 3-centimetrovou vrstvou.
Mimochodom, s vedomím percenta "ťažkej vody" na obyčajnú vodu, môžete vyhodnotiť dynamiku vodná bilancia Venuša v minulosti a súčasnosti. Na základe týchto údajov sa predpokladalo, že v minulosti mohol na planéte existovať oceán hlboký niekoľko stoviek metrov.
Ďalšie dôležité vedecké zariadenie nainštalované na Venera Express, plazmový analyzátor ASPERA, zaznamenalo vysokú rýchlosť úniku hmoty z atmosféry Venuše a sledovalo aj trajektórie iných častíc, najmä héliových iónov slnečného pôvodu.
"Venus Express" funguje doteraz, hoci odhadovaná dĺžka misie prístroja priamo na planéte bola 486 pozemských dní. Ale misia by sa mohla predĺžiť, ak to zdroje stanice dovolia, na rovnaký čas, čo sa zrejme stalo.
V súčasnosti už Rusko vyvíja zásadne novú kozmickú loď – medziplanetárnu stanicu Venera-D, určenú na detailné štúdium atmosféry a povrchu Venuše. Podľa očakávania bude stanica schopná pracovať na povrchu planéty 30 dní, možno aj viac.
Na druhej strane oceánu – v Spojených štátoch amerických, na príkaz NASA, začala nedávno aj spoločnosť Global Aerospace Corporation vyvíjať projekt skúmania Venuše pomocou balóna, tzv. "Controlled Air Robot Explorer" alebo DARE.
Predpokladá sa, že balón DARE s priemerom 10 m poletí v oblačnej vrstve planéty vo výške 55 km. Výšku a smer letu DARE bude riadiť stratoplán, ktorý vyzerá ako malé lietadlo.
Na kábli pod balónom bude umiestnená gondola s televíznymi kamerami a niekoľkými desiatkami malých sond, ktoré sa budú spúšťať na povrch v oblastiach záujmu na pozorovanie a štúdium chemického zloženia rôznych geologických štruktúr na povrchu planéty. Tieto plochy budú vybrané na základe podrobného prieskumu územia.
Doba trvania balónovej misie je od šiestich mesiacov do roka.
Orbitálny pohyb a rotácia Venuše
obr.19 Vzdialenosť terestrických planét od Slnka. Poďakovanie: Lunárny a planetárny inštitút
Okolo Slnka sa planéta Venuša pohybuje po takmer kruhovej dráhe, naklonenej k rovine ekliptiky pod uhlom 3° 23 "39". Excentricita dráhy Venuše je najmenšia v slnečnej sústave a je len Vzdialenosť medzi planétou a Slnkom teda zostáva vždy približne rovnaká, predstavuje 108,21 milióna km, ale vzdialenosť medzi Venušou a Zemou je rôzna a v širokom rozmedzí: od 38 do 258 miliónov km.
Na svojej dráhe, ktorá sa nachádza medzi dráhami Merkúra a Zeme, sa planéta Venuša pohybuje priemernou rýchlosťou 34,99 km/sa hviezdnou periódou 224,7 pozemských dní.
Venuša sa otáča okolo svojej osi oveľa pomalšie ako na obežnej dráhe: Zem má čas otočiť sa 243-krát a Venuša - iba 1. To znamená. doba jeho rotácie okolo svojej osi je 243,0183 pozemských dní.
Navyše k tejto rotácii nedochádza zo západu na východ, ako u všetkých ostatných planét, okrem Uránu, ale z východu na západ.
Opačná rotácia planéty Venuša vedie k tomu, že deň na nej trvá 58 pozemských dní, noc trvá rovnako a trvanie Venušinského dňa je 116,8 pozemského dňa, takže počas Venušanského roka môžete vidieť iba 2 východy a 2 západy slnka, pričom východ slnka bude na západe a západ bude na východe.
Rýchlosť rotácie pevného telesa Venuše sa dá spoľahlivo určiť iba radarom, kvôli súvislej oblačnosti, ktorá pred pozorovateľom skrýva jej povrch. Prvý radarový odraz od Venuše bol získaný v roku 1957 a najskôr boli na Venuši vyslané rádiové impulzy, aby sa zmerala vzdialenosť na spresnenie astronomickej jednotky.
V osemdesiatych rokoch minulého storočia začali USA a ZSSR študovať šírenie odrazeného impulzu vo frekvencii („spektrum odrazeného impulzu“) a oneskorení v čase. Rozmazanie frekvencie sa vysvetľuje rotáciou planéty (Dopplerov jav), oneskorením v čase - rôznymi vzdialenosťami od stredu a okrajov disku. Tieto štúdie sa uskutočnili hlavne na decimetrových rádiových vlnách.
Okrem toho, že rotácia Venuše je obrátená, má ešte jednu veľmi zaujímavú vlastnosť. Uhlová rýchlosť tejto rotácie (2,99 10 -7 rad / s) je práve taká, že počas spodného spojenia je Venuša obrátená k Zemi stále tou istou stranou. Dôvody tohto súladu medzi rotáciou Venuše a orbitálnym pohybom Zeme ešte nie sú jasné ...
A nakoniec povedzme, že sklon roviny rovníka Venuše k rovine jej obežnej dráhy nepresahuje 3 °, a preto sú sezónne zmeny na planéte nevýznamné a neexistujú vôbec žiadne ročné obdobia.
Vnútorná štruktúra planéty Venuša
Priemerná hustota Venuše je jedna z najvyšších v slnečnej sústave: 5,24 g/cm 3 , čo je len o 0,27 g menej ako hustota Zeme. Hmotnosti a objemy oboch planét sú tiež veľmi podobné, s tým rozdielom, že tieto parametre sú pre Zem o niečo väčšie: hmotnosť je 1,2-krát, objem je 1,15-krát.
obr.20 Vnútorná štruktúra planéty Venuša. Poďakovanie: NASA
Na základe uvažovaných parametrov oboch planét môžeme usúdiť, že ich vnútorná štruktúra je podobná. A skutočne: Venuša, podobne ako Zem, pozostáva z 3 vrstiev: kôry, plášťa a jadra.
Najvyššiu vrstvu tvorí Venušina kôra s hrúbkou asi 16 km. Kôra pozostáva z čadičov, ktoré majú nízku hustotu - asi 2,7 g / cm 3 a tvoria sa v dôsledku vyliatia lávy na povrch planéty. To je pravdepodobne dôvod, prečo má kôra Venuše relatívne malý geologický vek - asi 500 miliónov rokov. Podľa niektorých vedcov sa proces vylievania lávových prúdov na povrch Venuše vyskytuje s určitou periodicitou: po prvé, látka v plášti sa v dôsledku rozpadu rádioaktívnych prvkov zahrieva: konvekčné prúdy alebo oblaky prerušujú planétu. kôra, tvoriaca jedinečné povrchové detaily - tessery. Po dosiahnutí určitej teploty sa lávové prúdy dostanú na povrch a pokrývajú takmer celú planétu vrstvou čadičov. Opakovane sa vyskytovali erupcie bazaltov a v obdobiach útlmu sopečnej činnosti sa vplyvom ochladzovania rozťahovali lávové pláne a následne vznikali pásy venušských puklín a chrbtov. Asi pred 500 miliónmi rokov sa zdalo, že procesy vo vrchnom plášti Venuše utíchli, možno v dôsledku vyčerpania vnútorného tepla.
Pod planetárnou kôrou leží druhá vrstva – plášť, ktorý siaha do hĺbky asi 3300 km až po hranicu so železným jadrom. Zdá sa, že plášť Venuše pozostáva z dvoch vrstiev: pevného spodného plášťa a čiastočne roztavenej hornej.
Jadro Venuše, ktorého hmotnosť je asi štvrtina celkovej hmotnosti planéty, a hustota - 14 g / cm 3 - je pevné alebo čiastočne roztavené. Tento predpoklad bol predložený na základe štúdie magnetické pole planéta, ktorá jednoducho neexistuje. A ak neexistuje magnetické pole, tak neexistuje zdroj, ktorý toto magnetické pole generuje, t.j. v železnom jadre nedochádza k pohybu nabitých častíc (konvekčné toky), preto nedochádza k pohybu hmoty v jadre. Je pravda, že magnetické pole sa nemusí generovať kvôli pomalej rotácii planéty ...
Povrch planéty Venuša
Tvar planéty Venuša je blízky sférickému tvaru. Presnejšie povedané, môže byť reprezentovaný trojosovým elipsoidom, ktorého polárna sploštenosť je o dva rády menšia ako Zem.
V rovníkovej rovine sú poloosi elipsoidu Venuše 6052,02±0,1 km a 6050,99±0,14 km. Polárna poloos je 6051,54±0,1 km. Po znalosti týchto rozmerov je možné vypočítať povrch Venuše - 460 miliónov km 2.
obr.21 Porovnanie planét slnečnej sústavy. Kredit: webová stránka
Údaje o rozmeroch pevného telesa Venuše boli získané pomocou metód rádiového rušenia a spresnené pomocou rádiového výškomeru a meraní trajektórie, keď bola planéta v dosahu kozmickej lode.
Obr.22 Oblasť Estla na Venuši. V diaľke je viditeľná vysoká sopka. Poďakovanie: NASA/JPL
Väčšinu povrchu Venuše zaberajú roviny (až 85% celej plochy planéty), medzi ktorými prevládajú hladké, mierne komplikované sieťou úzkych vinutých mierne sa zvažujúcich hrebeňov, čadičové pláne. Oveľa menšiu plochu ako hladké zaberajú laločnaté alebo kopcovité pláne (až 10 % povrchu Venuše). Vyznačujú sa jazykovými výbežkami, ako sú čepele, ktoré sa líšia rádiovým jasom, čo možno interpretovať ako rozsiahle lávové pokrývky bazaltov s nízkou viskozitou, ako aj početné kužele a kupoly s priemerom 5 až 10 km, niekedy s krátermi na vrchu. . Na Venuši sú aj oblasti rovín, husto pokryté trhlinami alebo prakticky nenarušené tektonickými deformáciami.
obr.23 Súostrovie Ištar. Poďakovanie: NASA/JPL/USGS
Okrem plání na povrchu Venuše boli objavené aj tri rozsiahle vyvýšené oblasti, ktoré sú pomenované po pozemských bohyniach lásky.
Jedna z takýchto oblastí, súostrovie Ishtar, je rozľahlá hornatá oblasť na severnej pologuli, veľkosťou porovnateľná s Austráliou. V strede súostrovia leží náhorná plošina Lakshmi sopečného pôvodu, ktorá je dvakrát väčšia ako suchozemský Tibet. Zo západu je plošina ohraničená pohorím Akny, zo severozápadu pohorím Freya vysokým do 7 km a z juhu vrásneným pohorím Danu a rímsami Vesta a Ut s celkovým poklesom do 3. km alebo viac. Východná časť náhornej plošiny sa „zarezáva“ do najvyššieho horského systému Venuše – pohoria Maxwell, pomenovaného po anglickom fyzikovi Jamesovi Maxwellovi. Stredná časť pohoria sa týči do 7 km a jednotlivé horské štíty nachádzajúce sa v blízkosti nultého poludníka (63° s. š. a 2,5° v.d.) sa týčia do výšok 10,81-11,6 km, 15 km nad hlbokou Venušinou priekopou, ktorá leží blízko rovník.
Ďalšia vyvýšená oblasť - súostrovie Afrodita, rozprestierajúce sa pozdĺž Venušského rovníka, je rozlohou ešte väčšie: 41 miliónov km 2, aj keď výšky sú tu nižšie.
Toto rozsiahle územie, ktoré sa nachádza v rovníkovej oblasti Venuše a tiahne sa v dĺžke 18 000 km, pokrýva zemepisné dĺžky od 60 ° do 210 °. Rozprestiera sa od 10° severnej šírky. do 45°S viac ako 5 000 km a jeho východný cíp - oblasť Atla - sa tiahne až do 30 ° severnej zemepisnej šírky.
Treťou vyvýšenou oblasťou Venuše je krajina Lada, ktorá leží na južnej pologuli planéty a je oproti súostroviu Ištar. Ide o pomerne rovinatú oblasť, ktorej priemerná výška povrchu je blízka 1 km a maximum (niečo viac ako 3 km) dosahuje v korune Quetzalpetlatl s priemerom 780 km.
Obr. 24 Tessera Ba "het. Poďakovanie: NASA / JPL
Okrem týchto vyvýšených oblastí, ktoré sa pre svoju veľkosť a výšku nazývajú „zeminy“, vynikajú na povrchu Venuše aj iné, menej rozsiahle. Napríklad tesserae (z gréčtiny - dlaždice), čo sú kopce alebo vrchoviny s veľkosťou od stoviek do tisícok kilometrov, ktorých povrch v rôznych smeroch pretínajú sústavy stupňovitých hrebeňov a priekop, ktoré ich oddeľujú, tvorené tzv. roje tektonických porúch.
Hrebene alebo hrebene v tesserae môžu byť lineárne a predĺžené: až do stoviek kilometrov. A môžu byť ostré alebo naopak zaoblené, niekedy s plochým vrchným povrchom ohraničeným zvislými rímsami, čo v pozemských podmienkach pripomína kombináciu stužkových chvatov a horstov. Pomerne často hrebene pripomínajú zvrásnený film zamrznutých kisselových alebo lanových láv bazaltov Havajských ostrovov. Výška hrebeňa môže byť až 2 km a rímsy - až 1 km.
Priekopy oddeľujúce hrebene siahajú ďaleko za pahorkatinu a tiahnu sa tisíce kilometrov cez rozsiahle Venušské pláne. V topografii a morfológii sú podobné riftovým zónam Zeme a zdá sa, že majú rovnakú povahu.
Tvorba samotných tesárov je spojená s opakovanými tektonickými pohybmi horných vrstiev Venuše, sprevádzanými stláčaním, napínaním, rozštiepeniami, zdvihmi a poklesmi rôznych častí povrchu.
Je potrebné povedať, že ide o najstaršie geologické útvary na povrchu planéty, a preto dostali príslušné mená: na počesť bohyní spojených s časom a osudom. Veľká pahorkatina, rozprestierajúca sa v dĺžke 3000 km pri severnom póle, sa nazýva tessera of Fortune, na juh od nej sa nachádza tessera Laima, ktorá nesie meno lotyšskej bohyne šťastia a osudu.
Spolu s pevninami či kontinentmi zaberajú tessery o niečo viac ako 8,3 % územia planéty, t.j. presne 10-krát menšiu plochu ako roviny a možno sú základom významného, ak nie celého územia roviny. Zvyšných 12% územia Venuše zaberá 10 typov reliéfu: koruny, tektonické zlomy a kaňony, vulkanické kupoly, „arachnoidy“, tajomné kanály (brázdy, čiary), hrebene, krátery, patery, krátery s tmavými parabolami, kopcoch. Zvážme každý z týchto prvkov reliéfu podrobnejšie.
Obr.25 Koruna je jedinečný reliéfny detail na Venuši. Poďakovanie: NASA/JPL
Koruny, ktoré sú na rovnakej úrovni ako tesserae, sú jedinečnými detailmi reliéfu povrchu Venuše, sú to veľké oválne alebo okrúhle vulkanické depresie s vyvýšenou strednou časťou, obklopené valmi, hrebeňmi, priehlbinami. Centrálnu časť korún zaberá rozľahlá medzihorská plošina, z ktorej sa v prstencoch rozprestierajú pohoria, často vystupujúce nad centrálnu časť plošiny. Kruhové orámovanie koruniek býva neúplné.
Korunky na planéte Venuša ich podľa výsledkov výskumu z kozmických lodí našli niekoľko stoviek. Koruny sa medzi sebou líšia veľkosťou (od 100 do 1 000 km) a vekom hornín, ktoré ich tvoria.
Koruny sa zrejme vytvorili v dôsledku aktívnych konvekčných tokov v plášti Venuše. Okolo mnohých korún sú pozorované stuhnuté lávové prúdy, ktoré sa rozchádzajú do strán v podobe širokých jazykov s vrúbkovaným vonkajším okrajom. Zrejme to boli koruny, ktoré mohli slúžiť ako hlavné zdroje, ktorými sa roztavená hmota z útrob dostávala na povrch planéty, stuhla a vytvorila rozsiahle ploché oblasti zaberajúce až 80 % územia Venuše. Názvy týchto výdatných zdrojov roztavených hornín sú dané menami bohýň plodnosti, úrody, kvetov.
Niektorí vedci sa domnievajú, že korunám predchádza iná špecifická forma venušanského reliéfu – pavúkovce. Arachnoidy, ktoré dostali svoje meno kvôli podobnosti s pavúkmi, sa podobajú na koruny, ale sú menšie. Svetlé čiary siahajúce od ich stredov na mnoho kilometrov môžu zodpovedať trhlinám na povrchu, ktoré vznikli pri erupcii magmy z útrob planéty. Celkovo je známych asi 250 pavúkovcov.
Tvorba tektonických zlomov alebo zákopov je okrem teser, korún a pavúkovcov spojená s endogénnymi (vnútornými) procesmi. Tektonické zlomy sú často zoskupené do dlhých (až tisíce kilometrov) pásov, ktoré sú na povrchu Venuše veľmi rozšírené a možno ich spájať s inými štrukturálnymi formami terénu, napríklad s kaňonmi, ktoré svojou štruktúrou pripomínajú pozemské kontinentálne trhliny. V niektorých prípadoch je pozorovaný takmer ortogonálny (obdĺžnikový) vzor vzájomne sa pretínajúcich trhlín.
Obr. 27 Mount Maat. Kredit: JPL
Na povrchu Venuše sú veľmi rozšírené aj sopky: sú ich tisíce. Niektoré z nich navyše dosahujú obrovské veľkosti: až 6 km na výšku a 500 km na šírku. Väčšina sopiek je však oveľa menšia: iba 2-3 km v priemere a 100 m na výšku. Prevažná väčšina venušských sopiek je vyhasnutá, no niektoré môžu v súčasnosti vybuchnúť. Najviditeľnejší kandidát na túto rolu aktívna sopka je hora Maat.
Na mnohých miestach povrchu Venuše boli objavené záhadné brázdy a čiary dlhé stovky až niekoľko tisíc kilometrov a široké 2 až 15 kilometrov. Navonok vyzerajú ako riečne údolia a majú rovnaké črty: meandrovité konvolúcie, divergencia a konvergencia jednotlivých „vodovodov“ a v ojedinelých prípadoch niečo podobné delte.
Najdlhším kanálom na planéte Venuša je údolie Baltis, dlhé asi 7000 km s veľmi konzistentnou (2-3 km) šírkou.
Mimochodom, na snímkach družíc Venera-15 a Venera-16 bola objavená aj severná časť údolia Baltis, no rozlíšenie vtedajších snímok nebolo dostatočne vysoké na rozlíšenie detailov tohto útvaru a bola zmapovaná ako rozšírená trhlina neznámeho pôvodu.
obr.28 Kanály na Venuši v rámci hraníc zeme Lada. Poďakovanie: NASA/JPL
Pôvod Venušanských údolí alebo kanálov zostáva záhadou, predovšetkým preto, že vedci nepoznajú kvapalinu, ktorá by dokázala prerezať povrch na takú vzdialenosť. Výpočty vedcov ukázali, že čadičové lávy, ktorých stopy sú rozšírené na celom povrchu planéty, by nemali dostatok tepelných rezerv na to, aby nepretržite prúdili a roztavili látku čadičových plání a prerezali v nich kanály na tisíce kilometrov. Koniec koncov, takéto kanály sú známe napríklad na Mesiaci, hoci ich dĺžka je len desiatky kilometrov.
Preto je pravdepodobné, že kvapalina, ktorá pretína čadičové pláne Venuše na stovky a tisíce kilometrov, by mohla byť prehriata láva komatiitu alebo ešte exotickejšie kvapaliny, ako sú roztavené uhličitany alebo roztavená síra. Až do konca je pôvod údolí Venuše neznámy ...
Okrem dolín, ktoré sú negatívnymi tvarmi terénu, sú na planinách Venuše bežné aj pozitívne tvary terénu - hrebene, známe aj ako jedna zo zložiek špecifického reliéfu tessery. Hrebene sa často formujú do rozšírených (až 2000 km alebo viac) pásov širokých niekoľko stoviek kilometrov. Šírka jednotlivého hrebeňa je oveľa menšia: zriedka až 10 km a na rovinách je znížená na 1 km. Výšky hrebeňov sú od 1,0-1,5 do 2 km a rímsy, ktoré ich obmedzujú, sú do 1 km. Svetlé kľukaté hrebene na pozadí tmavšieho rádiového obrazu plání sú najcharakteristickejším vzorom povrchu Venuše a zaberajú ~ 70 % jej plochy.
Hrebene sú veľmi podobné takým detailom povrchu Venuše, ako sú kopce, s tým rozdielom, že ich veľkosti sú menšie.
Všetky vyššie opísané formy (alebo typy) povrchového reliéfu Venuše vďačia za svoj pôvod vnútornej energii planéty. Typy terénu, ktorých vznik je spôsobený vonkajšie príčiny, na Venuši sú len tri: krátery, patery a krátery s tmavými parabolami.
Na rozdiel od mnohých iných telies slnečnej sústavy: pozemských planét, asteroidov sa na Venuši našlo pomerne málo kráterov impaktných meteoritov, čo súvisí s aktívnou tektonickou aktivitou, ktorá prestala pred 300-500 miliónmi rokov. Sopečná činnosť postupovala veľmi rýchlo, pretože inak by sa počet kráterov v starších a mladších oblastiach výrazne líšil a ich rozmiestnenie po ploche by nebolo náhodné.
Na povrchu Venuše bolo doteraz objavených celkom 967 kráterov s priemerom od 2 do 275 km (v blízkosti krátera Mead). Krátery sú podmienene rozdelené na veľké (nad 30 km) a malé (menej ako 30 km), ktoré zahŕňajú 80 % celkový počet všetky krátery.
Hustota impaktných kráterov na povrchu Venuše je veľmi nízka: asi 200-krát menšia ako na Mesiaci a 100-krát menšia ako na Marse, čo zodpovedá iba 2 kráterom na 1 milión km 2 povrchu Venuše.
Pri pohľade na snímky povrchu planéty vytvorené Magellanovým aparátom boli vedci schopní vidieť niektoré aspekty vzniku impaktných kráterov v podmienkach Venuše. Okolo kráterov boli objavené svetelné lúče a prstence - skala vymrštená pri výbuchu. V mnohých kráteroch je súčasťou výronu tekutá látka, ktorá vytvára, zvyčajne smerované jedným smerom od krátera, rozsiahle toky dlhé desiatky kilometrov. Vedci zatiaľ neprišli na to, o aký druh kvapaliny ide: o prehriatu nárazovú taveninu alebo o suspenziu jemnozrnnej tuhej hmoty a kvapôčok taveniny suspendovaných v atmosfére blízkeho povrchu.
Viaceré venušské krátery sú zaliate lávou z priľahlých plání, no veľká väčšina z nich má veľmi výrazný vzhľad, čo svedčí o slabej intenzite procesov erózie materiálu na povrchu Venuše.
Dno väčšiny kráterov na Venuši je tmavé, čo naznačuje hladký povrch.
Ďalším bežným typom terénu sú krátery s tmavými parabolami a hlavnú oblasť zaberajú tmavé (na rádiovom obrázku) paraboly, Celková plocha ktorý tvorí takmer 6 % celého povrchu Venuše. Farba parabol je spôsobená skutočnosťou, že sú zložené z krytu z jemnozrnného materiálu s hrúbkou až 1-2 m, ktorý vzniká v dôsledku emisií z impaktných kráterov. Je tiež možné, že tento materiál bol prepracovaný eolickými procesmi, ktoré dominovali v mnohých oblastiach Venuše a zanechali mnoho kilometrov pruhovaného eolického reliéfu.
Patery sú podobné kráterom a kráterom s tmavými parabolami - krátery nepravidelného tvaru alebo zložité krátery s vrúbkovanými okrajmi.
Všetky tieto údaje boli zhromaždené, keď bola planéta Venuša v dosahu kozmickej lode (sovietska séria Venera a americká séria Mariner a Pioneer-Venus).
Takže v októbri 1975 zostupové vozidlá Venera-9 a Venera-10 jemne pristáli na povrchu planéty a preniesli obrázky miesta pristátia na Zem. Boli to prvé fotografie na svete prenesené z povrchu inej planéty. Obraz bol získaný vo viditeľných lúčoch pomocou telefotometra - systému, ktorý podľa princípu činnosti pripomína mechanickú televíziu.
Okrem fotografovania povrchu AMS Venera-8, Venera-9 a Venera-10 merali hustotu povrchových hornín a obsah prírodných rádioaktívnych prvkov v nich.
Na miestach pristátia Venera-9 a Venera-10 bola hustota povrchových hornín blízka 2,8 g/cm vyvrelých hornín zemskej kôry...
V roku 1978 bol spustený americký aparát Pioneer-Venus, ktorého výsledkom bola topografická mapa vytvorená na základe radarového prieskumu.
Napokon v roku 1983 vstúpili na obežnú dráhu okolo Venuše kozmické lode Venera-15 a Venera-16. Pomocou radaru zmapovali severnú pologuľu planéty až po 30° rovnobežku v mierke 1:5 000 000 a prvýkrát objavili také unikáty povrchu Venuše, ako sú tessery a koruny.
Ešte podrobnejšie mapy celého povrchu s detailmi do veľkosti 120 m získala v roku 1990 loď Magellan. Počítače zmenili radarové informácie na fotografie podobné sopkám, ktoré zobrazujú sopky, hory a ďalšie detaily krajiny.
Obr. 30 Topografická mapa Venuše zostavená zo snímok medziplanetárnej stanice Magellan. Poďakovanie: NASA
Podľa rozhodnutia Medzinárodnej astronomickej únie o mape Venuše - iba ženské mená, keďže ona sama, jediná z planét, nesie ženské meno. Z tohto pravidla existujú iba 3 výnimky: pohorie Maxwell, oblasti Alfa a Beta.
Názvy pre detaily jeho reliéfu, ktoré sú prevzaté z mytológií rôznych národov sveta, sú priradené v súlade so stanoveným postupom. Páči sa ti to:
Kopce sú pomenované podľa bohyní, titanidov, obryní. Napríklad oblasť Ulfrun, pomenovaná po jednej z deviatich obryní v škandinávskych mýtoch.
Nížiny - hrdinky mýtov. Na počesť jednej z týchto hrdiniek starogrécka mytológia je pomenovaná najhlbšia nížina Atalanty, ležiaca v severných zemepisných šírkach Venuše.
Brázdy a čiary sú pomenované po ženských vojnových mytologických postavách.
Koruny na počesť bohyní plodnosti, poľnohospodárstva. Hoci najznámejšia z nich – Pavlova koruna s priemerom asi 350 km, je pomenovaná po ruskej baletke.
Hrebene sú pomenované po bohyniach oblohy, ženských mytologických postavách spojených s oblohou, svetlom. Takže pozdĺž jednej z plání sa tiahli hrebene Čarodejnice. A planinu Beregini zo severozápadu na juhovýchod pretínajú hrebene Hery.
Krajiny a náhorné plošiny nesú mená bohýň lásky a krásy. Takže jeden z kontinentov (krajín) Venuše sa nazýva krajina Ishtar a je to vysokohorská oblasť s rozľahlou plošinou Lakshmi sopečného pôvodu.
Kaňony na Venuši sú pomenované podľa mytologických postáv spojených s lesom, lovom či Mesiacom (podobne ako rímska Artemis).
Hornatú oblasť na severnej pologuli planéty pretína dlhý kaňon Baba Yaga. V regiónoch Beta a Phoebe vyniká kaňon Devana. A z oblasti Themis do krajiny Afrodity sa v dĺžke viac ako 10 000 km rozprestiera najväčší venušinský lom Parnge.
Veľké krátery sú pomenované podľa ich priezvisk. slávnych žien. Malé krátery sú len obyčajné ženské mená. Takže na náhornej plošine Lakshmi nájdete malé krátery Berta, Lyudmila a Tamara, ktoré sa nachádzajú južne od pohoria Freya a východne od veľkého krátera Osipenko. V blízkosti koruny Nefertiti sa nachádza kráter Potanin, pomenovaný po ruskom prieskumníkovi Strednej Ázie, a vedľa neho je kráter Voynich (anglický spisovateľ, autor románu „The Gadfly“). A najväčší kráter na planéte bol pomenovaný po americkej etnografke a antropologičke Margaret Mead.
Patery sú pomenované podľa rovnakého princípu ako veľké krátery, t.j. podľa priezviska slávnych žien. Príklad: Otec Salfo.
Roviny sú pomenované po hrdinkách rôznych mýtov. Napríklad pláne Snow Maiden a Baba Yaga. Okolo severného pólu sa rozprestiera rovina Louhi - milenka severu v Karelských a fínskych mýtoch.
Tessers sú pomenované po bohyniach osudu, šťastia, šťastia. Napríklad najväčšia z venušanských tessér sa nazýva telúrske tessery.
Rímsy - na počesť bohyní krbu: Vesta, Ut atď.
Musím povedať, že planéta vedie v počte pomenovaných častí spomedzi všetkých planetárnych telies. Na Venuši a najväčšia rozmanitosť mien pre ich pôvod. Tu sú mená z mýtov 192 rôznych národností a etnických skupín zo všetkých kontinentov sveta. Názvy sú navyše rozptýlené po celej planéte bez vytvorenia „národných regiónov“.
A na záver popisu povrchu Venuše uvádzame stručnú štruktúru moderná mapa planét.
V polovici 60-tych rokov sa poludník považoval za nultý poludník (zodpovedajúci zemskému Greenwichskému priemeru) na mape Venuše, ktorý prechádzal stredom jasnej (na radarových snímkach) zaoblenej oblasti s priemerom 2 000 km. , ktorý sa nachádza na južnej pologuli planéty a nazýva sa oblasť Alfa začiatočným písmenom gréckej abecedy. Neskôr, so zvyšujúcim sa rozlíšením týchto obrázkov, sa pozícia nultého poludníka posunula asi o 400 km v dôsledku toho, že prechádzal cez malú svetlú škvrnu v strede veľkej prstencovej štruktúry s priemerom 330 km nazývanej Eva. Po vytvorení prvých rozsiahlych máp Venuše v roku 1984 sa zistilo, že presne na nultom poludníku sa na severnej pologuli planéty nachádza malý kráter s priemerom 28 km. Kráter dostal názov Ariadne podľa mena hrdinky gréckeho mýtu a bol oveľa vhodnejší ako referenčný bod.
Nultý poludník spolu s poludníkom 180° rozdeľuje povrch Venuše na 2 hemisféry: východnú a západnú.
Atmosféra Venuše. Fyzikálne podmienky na planéte Venuša
Nad neživým povrchom Venuše leží jedinečná atmosféra, najhustejšia v slnečnej sústave, ktorú objavil v roku 1761 M.V. Lomonosov, ktorý pozoroval prechod planéty cez slnečný disk.
Obr. 31 Venuša zahalená mrakmi. Poďakovanie: NASA
Atmosféra Venuše je taká hustá, že je absolútne nemožné cez ňu vidieť akékoľvek detaily na povrchu planéty. Preto na dlhú dobu mnohí bádatelia sa domnievali, že podmienky na Venuši sa približujú podmienkam na Zemi v období karbónu, a preto tam žije podobná fauna. Štúdie uskutočnené pomocou zostupových vozidiel medziplanetárnych staníc však ukázali, že klíma Venuše a klíma Zeme sú dva veľké rozdiely a nie je medzi nimi nič spoločné. Takže ak teplota spodnej vzduchovej vrstvy na Zemi zriedka prekročí +57 ° C, potom na Venuši teplota blízkej povrchovej vrstvy vzduchu dosiahne 480 ° C a jej denné výkyvy sú nevýznamné.
Výrazné rozdiely sú pozorované aj v zložení atmosfér oboch planét. Ak v atmosfére Zeme prevláda dusík, s dostatočným obsahom kyslíka, nevýznamným obsahom oxidu uhličitého a iných plynov, tak v atmosfére Venuše je situácia presne opačná. Prevládajúci podiel v atmosfére tvorí oxid uhličitý (~ 97 %) a dusík (asi 3 %), s malými prímesami vodnej pary (0,05 %), kyslíka (tisíciny percent), argónu, neónu, hélia a kryptónu. Vo veľmi malých množstvách sú prítomné aj nečistoty SO, SO 2, H 2 S, CO, HCl, HF, CH 4, NH 3.
Veľmi sa líši aj tlak a hustota atmosfér oboch planét. Napríklad, Atmosférický tlak na Venuši - asi 93 atmosfér (93-krát viac ako na Zemi) a hustota atmosféry Venuše je takmer o dva rády vyššia ako hustota zemskej atmosféry a len 10-krát menšia ako hustota vody. Takáto vysoká hustota nemôže ovplyvniť celkovú hmotnosť atmosféry, ktorá je približne 93-násobkom hmotnosti zemskej atmosféry.
Ako mnohí astronómovia teraz veria; vysoká povrchová teplota, vysoký atmosférický tlak a vysoký relatívny obsah oxidu uhličitého sú zjavne súvisiace faktory. Teplo prispieva k premene karbonátových hornín na silikátové, pričom sa uvoľňuje CO 2 . Na Zemi sa CO 2 viaže a prechádza do sedimentárnych hornín v dôsledku pôsobenia biosféry, ktorá na Venuši chýba. Na druhej strane, vysoký obsah CO 2 prispieva k zahrievaniu povrchu Venuše a spodných vrstiev atmosféry, čo zistil americký vedec Carl Sagan.
V skutočnosti je plynný obal planéty Venuša obrovský skleník. Dokáže prepustiť slnečné teplo, ale neprepustí ho von, pričom súčasne pohltí žiarenie samotnej planéty. Absorbérmi sú oxid uhličitý a vodná para. Skleníkový efekt sa vyskytuje aj v atmosfére iných planét. Ak však v atmosfére Marsu zvýši priemernú teplotu na povrchu o 9 °, v atmosfére Zeme - o 35 °, potom v atmosfére Venuše tento efekt dosiahne 400 stupňov!
Niektorí vedci sa domnievajú, že pred 4 miliardami rokov sa atmosféra Venuše podobala skôr atmosfére Zeme s tekutou vodou na povrchu a práve vyparovanie tejto vody spôsobilo nekontrolovaný skleníkový efekt, ktorý sa pozoruje dodnes...
Atmosféra Venuše pozostáva z niekoľkých vrstiev, ktoré sa značne líšia hustotou, teplotou a tlakom: troposféra, mezosféra, termosféra a exosféra.
Troposféra je najnižšia a najhustejšia vrstva atmosféry Venuše. Obsahuje 99% hmotnosti celej atmosféry Venuše, z toho 90% - do výšky 28 km.
Teplota a tlak v troposfére klesá s výškou, dosahuje vo výškach okolo 50-54 km, hodnoty +20°+37°C a tlak len 1 atmosféru. V takýchto podmienkach môže voda existovať v tekutej forme (vo forme drobných kvapôčok), čo spolu s optimálnou teplotou a tlakom podobným tým pri zemskom povrchu vytvára priaznivé podmienky pre život.
Horná hranica troposféry leží v nadmorskej výške 65 km. nad povrchom planéty, oddeľujúc sa od vrstvy nad – mezosférou – tropopauzou. Prevláda tu hurikán s rýchlosťou 150 m/s a viac, pri povrchu 1 m/s.
Vetry v atmosfére Venuše vznikajú konvekciou: horúci vzduch nad rovníkom stúpa a šíri sa smerom k pólom. Táto globálna rotácia sa nazýva Hadleyho rotácia.
obr.32 Polárny vír v blízkosti južného pólu Venuše. Kredit: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA/Univ. z Oxfordu
V zemepisných šírkach blízkych 60° sa Hadleyho rotácia zastaví: horúci vzduch klesá a začína sa pohybovať späť smerom k rovníku, čo je uľahčené vysokou koncentráciou oxidu uhoľnatého v týchto miestach. Rotácia atmosféry sa však nezastaví ani na sever od 60. zemepisnej šírky: tu tzv. „polárne obojky“. Sú charakteristické nízke teploty, vysoká poloha oblačnosti (do 72 km.).
Ich existencia je dôsledkom prudkého vzostupu vzduchu, v dôsledku čoho sa pozoruje adiabatické ochladzovanie.
Okolo samotných pólov planéty, orámovaných „polárnymi goliermi“, fungujú obrovské polárne víry, štyrikrát väčšie ako ich pozemské náprotivky. Každý vír má dve oči - stredy rotácie, ktoré sa nazývajú polárne dipóly. Víry rotujú s periódou asi 3 dní v smere všeobecnej rotácie atmosféry a rýchlosť vetra sa pohybuje od 35-50 m/s pri ich vonkajších okrajoch po nulu na póloch.
Polárne víry, ako sa dnes astronómovia domnievajú, sú anticyklóny s klesajúcimi vzdušnými prúdmi v strede a prudko stúpajúcimi v blízkosti polárnych golierov. Podobne ako polárne víry Venuše, štruktúry na Zemi sú zimné polárne anticyklóny, najmä tá, ktorá sa tvorí nad Antarktídou.
Mezosféra Venuše sa rozprestiera vo výškach od 65 do 120 km a možno ju rozdeliť na 2 vrstvy: prvá leží vo výške 62-73 km, má stálu teplotu a je hornou hranicou oblakov; druhá je vo výške medzi 73-95 km, teplota tu klesá s výškou a dosahuje minimum na hornej hranici -108°C. Nad 95 km nad povrchom Venuše začína mezopauza – hranica medzi mezosférou a termosférou ležiacou vyššie. V mezopauze teplota stúpa s výškou a na dennej strane Venuše dosahuje +27° + 127°C. Na nočnej strane Venuše v rámci mezopauzy dochádza k výraznému ochladeniu a teplota klesá na -173°C. Táto oblasť, najchladnejšia na Venuši, sa niekedy dokonca nazýva kryosféra.
Vo výškach nad 120 km leží termosféra, ktorá siaha do nadmorskej výšky 220-350 km, až po hranicu s exosférou - oblasť, kde ľahké plyny opúšťajú atmosféru a je tam hlavne len vodík. Exosféra končí a s ňou aj atmosféra vo výške ~5500 km, kde teplota dosahuje 600-800 K.
V mezosfére a termosfére Venuše, ako aj v spodnej troposfére sa vzduchová hmota otáča. Pravda, pohyb vzduchovej hmoty nenastáva v smere od rovníka k pólom, ale v smere z dennej strany Venuše na nočnú stranu. Na dennej strane planéty dochádza k mohutnému vzostupu teplého vzduchu, ktorý sa šíri vo výškach 90-150 km, presúva sa na nočnú stranu planéty, kde ohriaty vzduch prudko klesá, čo má za následok adiabatické zahrievanie vzduchu. Teplota v tejto vrstve je len -43°C, čo je až o 130° viac ako všeobecne na nočnej strane mezosféry.
Údaje o charakteristike a zložení atmosféry Venuše získala aj AMS radu Venus s poradovými číslami 4, 5 a 6. Venera 9 a 10 objasnila obsah vodnej pary v hlbokých vrstvách atmosféry, pričom zistila, že max. para je obsiahnutá vo výškach 50 km, kde je stokrát väčšia ako na pevnom povrchu a podiel pary sa blíži k jednému percentu.
Medziplanetárne stanice Venera-4, 7, 8, 9, 10 okrem štúdia zloženia atmosféry merali tlak, teplotu a hustotu v r. spodné vrstvy atmosféra Venuše. V dôsledku toho sa zistilo, že teplota na povrchu Venuše je asi 750 ° K (480 ° C) a tlak sa blíži k 100 atm.
Zostupové vozidlá Venera-9 a Venera-10 dostali aj informácie týkajúce sa štruktúry vrstvy oblačnosti. Takže vo výškach od 70 do 105 km je riedky stratosférický opar. Nižšie vo výške 50 až 65 km (zriedkavo až 90 km) sa nachádza najhustejšia vrstva oblačnosti, ktorá sa svojimi optickými vlastnosťami približuje skôr riedkej hmle ako oblakom v pozemskom zmysle slova. . Rozsah viditeľnosti tu dosahuje niekoľko kilometrov.
Pod hlavnou vrstvou oblačnosti - vo výškach od 50 do 35 km hustota niekoľkonásobne klesá a atmosféra utlmuje slnečné žiarenie najmä vďaka Rayleighovmu rozptylu v CO 2 .
Podmrakový opar sa objavuje iba v nočný čas, ktorá sa rozšíri na úroveň 37 km - do polnoci a do 30 km - do úsvitu. Na poludnie sa tento opar rozplynie.
obr.33 Blesky v atmosfére Venuše. Kredit: ESA
Farba oblakov Venuše je oranžovo-žltá, čo je spôsobené značným obsahom CO 2 v atmosfére planéty, ktorého veľké molekuly rozptyľujú túto konkrétnu časť slnečného svetla, a zložením samotných oblakov, ktoré pozostávajú zo 75 -80 percent kyseliny sírovej (možno aj fluoridu sírového) s nečistotami kyseliny chlorovodíkovej a fluorovodíkovej. Zloženie oblakov Venuše objavili v roku 1972 americkí výskumníci Louise a Andrew Young, ako aj Godfrey Sill, nezávisle od seba.
Štúdie ukázali, že kyselina vo venušských oblakoch sa tvorí chemicky z oxidu siričitého (SO 2 ), ktorý môže byť zdrojom povrchových hornín obsahujúcich síru (pyrity) a sopečných erupcií. Sopky sa prejavujú aj iným spôsobom: ich erupcie generujú silné elektrické výboje - skutočné búrky v atmosfére Venuše, ktoré opakovane zaznamenali prístroje staníc radu Venuša. Navyše búrky na planéte Venuša sú veľmi silné: blesky udrie o 2 rády častejšie ako v zemskej atmosfére. Tento jav sa nazýva „Elektrický drak Venuše“.
Oblaky sú veľmi jasné, odrážajú 76 % svetla (to je porovnateľné s odrazivosťou kupovitých oblakov v atmosfére a polárnych ľadovcov na povrchu Zeme). Inými slovami, viac ako tri štvrtiny slnečného žiarenia sa odráža v oblakoch a len necelá štvrtina prechádza dole.
Teplota oblačnosti - od +10 ° do -40 ° С.
Vrstva oblakov sa rýchlo pohybuje z východu na západ, pričom za 4 pozemské dni vykoná jednu revolúciu okolo planéty (podľa pozorovaní Mariner-10).
Magnetické pole Venuše. Magnetosféra planéty Venuša
Magnetické pole Venuše je nevýznamné - jej magnetický dipólový moment je menší ako magnetický moment Zeme. najmenej, o päť rádov. Dôvody takéhoto slabého magnetického poľa sú: pomalá rotácia planéty okolo svojej osi, nízka viskozita planetárneho jadra, môžu existovať aj iné dôvody. Napriek tomu v dôsledku interakcie medziplanetárneho magnetického poľa s ionosférou Venuše sa v nej vytvárajú magnetické polia malej intenzity (15-20 nT), chaoticky umiestnené a nestabilné. Toto je takzvaná indukovaná magnetosféra Venuše, ktorá má oblúkový ráz, magnetoplášť, magnetopauzu a magnetotail.
Bok rázová vlna leží vo výškach 1900 km nad povrchom planéty Venuša. Táto vzdialenosť bola nameraná v roku 2007 počas minima slnečnej aktivity. Počas maximálnej slnečnej aktivity sa výška rázovej vlny zvyšuje.
Magnetopauza sa nachádza vo výške 300 km, čo je o niečo viac ako ionopauza. Medzi nimi je magnetická bariéra – prudké zvýšenie magnetického poľa (až 40 T), ktoré bráni prenikaniu slnečnej plazmy do hlbín atmosféry Venuše, aspoň pri minime slnečnej aktivity. V horných vrstvách atmosféry sú významné straty iónov O+, H+ a OH+ spojené s aktivitou slnečného vetra. Dĺžka magnetopauzy je až desať polomerov planéty. Rovnaké magnetické pole Venuše, alebo skôr jej chvosta, siaha až do niekoľkých desiatok priemerov Venuše.
Ionosféra planéty, s ktorou je spojená prítomnosť magnetického poľa Venuše, vzniká pod vplyvom významných slapových vplyvov v dôsledku relatívnej blízkosti k Slnku, vďaka čomu sa nad povrchom Venuše vytvára elektrické pole, ktorého sila môže byť dvojnásobkom sily „pola jasného počasia“ pozorovaného nad zemským povrchom . Ionosféra Venuše sa nachádza vo výškach 120-300 km a pozostáva z troch vrstiev: medzi 120-130 km, medzi 140-160 km a medzi 200-250 km. Vo výškach blízkych 180 km môže existovať ďalšia vrstva. Maximálny počet elektrónov na jednotku objemu - 3×10 11 m -3 bol zistený v 2. vrstve pri slnečnicovom bode.
Venuša je druhá planéta od Slnka a najbližšia planéta k Zemi. Pred začiatkom vesmírnych letov sa však o Venuši vedelo len veľmi málo: celý povrch planéty bol pokrytý hustými mrakmi, čo neumožňovalo jeho štúdium. Tieto oblaky sú tvorené kyselinou sírovou, ktorá silne odráža svetlo. Preto nie je možné vidieť povrch Venuše vo viditeľnom svetle. Atmosféra Venuše je 100-krát hustejšia ako zemská a pozostáva z oxidu uhličitého. Venuša nie je viac osvetlená Slnkom, ako je Zem osvetlená Mesiacom v bezoblačnej noci. Slnko však ohrieva atmosféru planéty natoľko, že je na nej vždy veľmi horúco – teplota vystúpi na 500 stupňov. Dôvodom takého silného ohrevu je skleníkový efekt, ktorý vytvára atmosféru oxidu uhličitého.
Atmosféru na Venuši objavil veľký ruský vedec M. V. Lomonosov 6. júna 1761, keď bolo možné cez ďalekohľad pozorovať prechod Venuše cez slnečný kotúč. Tento kozmický úkaz bol vopred vypočítaný a astronómovia na celom svete ho netrpezlivo očakávali. Ale iba Lomonosov upozornil na skutočnosť, že keď sa Venuša dostala do kontaktu s diskom Slnka, okolo planéty sa objavil „lesk tenký ako vlas“. Lomonosov podal správne vedecké vysvetlenie tohto javu: považoval ho za výsledok lomu slnečných lúčov v atmosfére Venuše. "Planéta Venuša," napísal, "je obklopená ušľachtilou vzdušnou atmosférou, takou (ak len nie viac), než sa rozlieva po našej zemeguli."
Tlak dosahuje 92 zemských atmosfér. To znamená, že na každý štvorcový centimeter tlačí stĺpec plynu s hmotnosťou 92 kilogramov. Priemer Venuše je len o 600 kilometrov menší ako Zem a gravitačná sila je takmer rovnaká ako na našej planéte. Kilogramové závažie na Venuši by vážilo 850 gramov. Venuša je teda veľkosťou, gravitáciou a zložením veľmi podobná Zemi, a preto sa nazýva planéta „podobná Zemi“ alebo „Sesterská Zem“.
Porovnanie veľkostí
Zľava doprava: Merkúr, Venuša, Zem, Mars
Venuša sa otáča okolo svojej osi v opačnom smere ako ostatné planéty slnečnej sústavy – od východu na západ. Iba jedna ďalšia planéta v našej sústave, Urán, sa správa takto.
Jedna otáčka okolo osi trvá 243 pozemských dní. Venušský rok má však len 224,7 pozemského dňa. Ukazuje sa, že deň na Venuši trvá dlhšie ako rok! Na Venuši sa mení deň a noc, ale nedochádza k zmene ročných období.
V súčasnosti sa povrch Venuše skúma ako pomocou kozmických lodí, tak aj pomocou rádiového vyžarovania. Tak sa to zistilo najviac Povrch Venuše zaberajú kopcovité pláne. Zem a obloha nad ňou sú oranžové. Povrch planéty je posiaty mnohými krátermi, ktoré vznikli pri dopadoch obrovských meteoritov. Priemer týchto kráterov dosahuje 270 km! Dozvedeli sme sa tiež, že na Venuši sú desaťtisíce sopiek. Nedávne štúdie ukázali, že niektoré z nich sú aktívne.
Obrázok povrchu Venuše na základe radarových údajov:
8 km vysoká vulkanická hora Maat
Venuša nemá žiadne prirodzené satelity.
Venuša je tretím najjasnejším objektom na našej oblohe. Venuša sa nazýva Ranná hviezda a tiež Večernica, pretože zo Zeme vyzerá najjasnejšie krátko pred východom a západom slnka (v staroveku sa verilo, že ranné a večerné Venuše sú rôzne hviezdy).
Venuša na rannej a večernej oblohe
svieti jasnejšie ako väčšina ostatných jasné hviezdy
Venuša je jedinou planétou v slnečnej sústave, ktorá je pomenovaná po ženskom božstve – ostatné planéty sú pomenované po mužských bohoch.
Na severnom póle
272,76°
(464 °C)
~ 3,5 % dusíka
0,015 % oxidu siričitého
0,007 % argónu
0,002 % vodná para
0,0017 % oxidu uhoľnatého
0,0012 % hélia
0,0007 % neón
(stopy) Sirouhlík
(stopy) Chlorovodík
(stopy) Fluorovodík
Venuša- druhá vnútorná planéta slnečnej sústavy s periódou revolúcie 224,7 pozemského dňa. Planéta dostala svoje meno podľa Venuše, bohyne lásky z rímskeho panteónu. Jej astronomickým symbolom je štylizovaná verzia dámskeho zrkadla, atribútu bohyne lásky a krásy. Venuša je po Slnku a Mesiaci tretím najjasnejším objektom na zemskej oblohe a dosahuje zdanlivú magnitúdu -4,6. Keďže Venuša je bližšie k Slnku ako Zem, nikdy sa nezdá, že by bola príliš ďaleko od Slnka: maximálna uhlová vzdialenosť medzi ňou a Slnkom je 47,8°. Venuša dosiahne svoj maximálny jas krátko pred východom slnka alebo nejaký čas po západe slnka, čo dáva dôvod nazývať ju tiež Večernica alebo Zornička.
Venuša je klasifikovaná ako planéta podobná Zemi a niekedy je označovaná ako „sestra Zeme“, pretože obe planéty majú podobnú veľkosť, gravitáciu a zloženie. Podmienky na týchto dvoch planétach sú však veľmi odlišné. Povrch Venuše je skrytý v extrémne hustých oblakoch kyseliny sírovej s vysokými reflexnými vlastnosťami, ktoré znemožňujú vidieť povrch vo viditeľnom svetle (jej atmosféra je však priehľadná pre rádiové vlny, pomocou ktorých sa následne študoval reliéf planéty ). Spory o tom, čo je pod hustými mrakmi Venuše, pokračovali až do dvadsiateho storočia, keď mnohé z tajomstiev Venuše planetárna veda neodhalila. Venuša má najhustejšiu atmosféru zo všetkých planét podobných Zemi, ktorá pozostáva hlavne z oxidu uhličitého. Vysvetľuje to skutočnosť, že na Venuši neexistuje cyklus uhlíka a organického života, ktorý by ho mohol spracovať na biomasu.
Verí sa, že v dávnych dobách sa Venuša zahriala natoľko, že sa oceány podobné Zemi, o ktorých sa predpokladá, že sa úplne vyparili, a zanechali za sebou púštnu krajinu s mnohými doskovými skalami. Jedna hypotéza naznačuje, že v dôsledku slabosti magnetického poľa vystúpila vodná para tak vysoko nad povrch, že ju slnečný vietor odniesol do medziplanetárneho priestoru.
Základné informácie
Priemerná vzdialenosť Venuše od Slnka je 108 miliónov km (0,723 AU). Jeho dráha je veľmi blízka kruhovej - excentricita je len 0,0068. Obdobie revolúcie okolo Slnka je 224,7 dňa; priemerná obežná rýchlosť - 35 km / s. Sklon obežnej dráhy k rovine ekliptiky je 3,4°.
Porovnateľné veľkosti Merkúra, Venuše, Zeme a Marsu
Venuša sa otáča okolo svojej osi, odchýlenej o 2° od kolmice k rovine obežnej dráhy, z východu na západ, teda v smere opačnom ako je smer rotácie väčšiny planét. Jedna otáčka okolo osi trvá 243,02 dňa. Kombinácia týchto pohybov dáva hodnotu slnečného dňa na planéte 116,8 pozemského dňa. Zaujímavosťou je, že Venuša vykoná jednu otáčku okolo svojej osi vzhľadom k Zemi za 146 dní a synodická perióda je 584 dní, teda presne štyrikrát dlhšia. Výsledkom je, že pri každej nižšej konjunkcii je Venuša obrátená k Zemi rovnakou stranou. Zatiaľ nie je známe, či ide o náhodu, alebo tu pôsobí gravitačná príťažlivosť Zeme a Venuše.
Venuša je svojou veľkosťou dosť blízko Zemi. Polomer planéty je 6051,8 km (95 % Zeme), hmotnosť je 4,87 × 10 24 kg (81,5 % Zeme), priemerná hustota- 5,24 g/cm³. Zrýchlenie voľného pádu je 8,87 m/s², druhá priestorová rýchlosť je 10,46 km/s.
Atmosféra
Vietor, ktorý je pri povrchu planéty veľmi slabý (nie viac ako 1 m/s), sa v blízkosti rovníka vo výške nad 50 km zvyšuje na 150 – 300 m/s. Pozorovania z automatických vesmírnych staníc boli nájdené v atmosfére búrky.
Povrchová a vnútorná štruktúra
Vnútorná štruktúra Venuše
Prieskum povrchu Venuše sa stal možným s rozvojom radarových techník. Najpodrobnejšiu mapu vyhotovil americký Magellan aparát, ktorý odfotografoval 98 % povrchu planéty. Mapovanie odhalilo na Venuši rozsiahle vrchoviny. Najväčšie z nich sú Zem Ištar a Zem Afrodita, veľkosťou porovnateľné so zemskými kontinentmi. Na povrchu planéty boli identifikované aj početné krátery. Pravdepodobne vznikli, keď bola atmosféra Venuše menej hustá. Značná časť povrchu planéty je geologicky mladá (asi 500 miliónov rokov). 90% povrchu planéty je pokrytých stuhnutou bazaltovou lávou.
Bolo navrhnutých niekoľko modelov vnútornej štruktúry Venuše. Podľa najrealistickejšieho z nich sú na Venuši tri mušle. Prvá - kôra - je hrubá asi 16 km. Ďalej - plášť, silikátový obal, siahajúci do hĺbky asi 3300 km až po hranicu so železným jadrom, ktorého hmotnosť je asi štvrtina celej hmotnosti planéty. Keďže planéta nemá vlastné magnetické pole, malo by sa predpokladať, že v železnom jadre nedochádza k pohybu nabitých častíc - elektrického prúdu, ktorý spôsobuje magnetické pole, teda nedochádza k pohybu hmoty v jadre, že je v pevnom stave. Hustota v strede planéty dosahuje 14 g/cm³.
Je zaujímavé, že všetky detaily reliéfu Venuše nesú ženské mená, s výnimkou najvyššieho pohoria planéty, ktoré sa nachádza na Zemi Ishtar v blízkosti náhornej plošiny Lakshmi a je pomenované po Jamesovi Maxwellovi.
Úľava
Krátery na povrchu Venuše
Snímka povrchu Venuše na základe radarových údajov.
Impaktné krátery sú vzácnou črtou krajiny Venuše. Na celej planéte je len asi 1000 kráterov. Na obrázku sú dva krátery s priemermi cca 40 - 50 km. Vnútorný priestor je vyplnený lávou. "Okvetné lístky" okolo kráterov sú škvrny pokryté drveným kameňom vymršteným počas explózie počas vytvárania krátera.
Pozorovanie Venuše
Pohľad zo Zeme
Venuša je ľahko rozpoznateľná, pretože v brilantnosti ďaleko presahuje jas najjasnejších hviezd. Charakteristickým rysom planéty je jej rovnomerná biela farba. Venuša, podobne ako Merkúr, neustupuje na oblohe vo veľkej vzdialenosti od Slnka. V čase predlžovania sa Venuša môže vzdialiť od našej hviezdy maximálne o 48°. Rovnako ako Merkúr, aj Venuša má obdobia rannej a večernej viditeľnosti: v staroveku sa verilo, že ranná a večerná Venuša sú rôzne hviezdy. Venuša je tretím najjasnejším objektom na našej oblohe. Počas obdobia viditeľnosti je jeho jasnosť na maxime okolo m = −4,4.
S ďalekohľadom, dokonca aj malým, možno ľahko vidieť a pozorovať zmenu zdanlivej fázy disku planéty. Prvýkrát ho pozoroval v roku 1610 Galileo.
Venuša vedľa Slnka, pokrytá Mesiacom. Rám prístroja Clementine
Priechod na disku Slnka
Venuša na disku Slnka
Venuša pred Slnkom. Video
Keďže Venuša je vo vzťahu k Zemi vnútornou planétou slnečnej sústavy, jej obyvateľ môže pozorovať prechod Venuše cez kotúč Slnka, keď sa zo Zeme cez ďalekohľad táto planéta javí ako malý čierny kotúč na pozadí obrovské svietidlo. Tento astronomický úkaz je však jedným z najvzácnejších, ktoré možno pozorovať z povrchu Zeme. V priebehu asi dva a pol storočia existujú štyri prechody - dva v decembri a dva v júni. Najbližšie sa uskutoční 6. júna 2012.
Prvýkrát pozoroval prechod Venuše cez disk Slnka 4. decembra 1639 anglický astronóm Jeremiah Horrocks (-) Tento jav tiež predpovedal.
Pre vedu boli mimoriadne zaujímavé pozorovania „fenoménu Venuše na Slnku“, ktoré uskutočnil M. V. Lomonosov 6. júna 1761. Tento kozmický jav bol tiež vopred vypočítaný a dychtivo očakávaný astronómami na celom svete. Jeho štúdium bolo potrebné na určenie paralaxy, ktorá umožnila objasniť vzdialenosť Zeme od Slnka (podľa metódy vyvinutej anglickým astronómom E. Halleyom), čo si vyžadovalo organizáciu pozorovaní z rôznych geografických bodov na tzv. povrchu zemegule - spoločné úsilie vedcov z mnohých krajín.
Podobné vizuálne štúdie sa uskutočnili na 40 bodoch za účasti 112 ľudí. Na území Ruska ich organizoval M.V.Lomonosov, ktorý sa 27. marca obrátil na Senát so správou zdôvodňujúcou potrebu vybavenia pre astronomické výpravy na Sibír na tento účel, požiadal o pridelenie Peniaze pre toto nákladné podujatie zostavil sprievodcov pre pozorovateľov atď. Výsledkom jeho snaženia bolo nasmerovanie výpravy N. I. Popova do Irkutska a S. Ja Rumovského do Selenginska. Nemalé úsilie ho stálo aj organizovanie pozorovaní v Petrohrade na Akademickom observatóriu za účasti AD Krasilnikova a NG Kurganova. Ich úlohou bolo pozorovať kontakty Venuše a Slnka – vizuálny kontakt okrajov ich diskov. M. V. Lomonosov, ktorý sa najviac zaujímal o fyzikálnu stránku úkazu, vykonával nezávislé pozorovania vo svojom domovskom observatóriu, objavil okolo Venuše svetelný okraj.
Tento prechod bol pozorovaný po celom svete, ale iba M. V. Lomonosov upozornil na skutočnosť, že keď sa Venuša dostala do kontaktu s diskom Slnka, okolo planéty vznikol „lesk tenký ako vlas“. Rovnaké jasné halo bolo pozorované počas zostupu Venuše zo slnečného disku.
MV Lomonosov podal správne vedecké vysvetlenie tohto javu, pretože ho považoval za výsledok lomu slnečných lúčov v atmosfére Venuše. "Planéta Venuša," napísal, "je obklopená ušľachtilou vzdušnou atmosférou, takou (ak len nie viac), než sa rozlieva po našej zemeguli." Prvýkrát v histórii astronómie, sto rokov pred objavom spektrálnej analýzy, sa začalo fyzikálne štúdium planét. V tom čase sa o planétach slnečnej sústavy nevedelo takmer nič. Preto prítomnosť atmosféry na Venuši považoval M. V. Lomonosov za nespochybniteľný dôkaz podobnosti planét a najmä podobnosti Venuše a Zeme. Účinok videli mnohí pozorovatelia: Chappe D'Oteroche, S. Ya. Rumovsky, L. V. Vargentin, T. O. Bergman, ale iba M. V. Lomonosov ho interpretoval správne. V astronómii dostal tento fenomén rozptylu svetla, odraz svetelných lúčov pri dopade pasenia (pre M. V. Lomonosova - „pupienka“) svoje meno - „ Fenomén Lomonosov»
Zaujímavý je druhý efekt pozorovaný astronómami, keď sa disk Venuše približuje alebo vzďaľuje od vonkajšieho okraja slnečného disku. Tento jav, tiež objavený M. V. Lomonosovom, nebol uspokojivo interpretovaný a zrejme by sa mal považovať za zrkadlový obraz Slnka atmosférou planéty - je obzvlášť veľký pri malých uhloch kĺzania, keď je Venuša blízko Slnka. Vedec to opisuje takto:
Planetárny prieskum pomocou kozmickej lode
Venuša bola pomerne intenzívne študovaná pomocou kozmických lodí. Prvá kozmická loď navrhnutá na štúdium Venuše bola sovietska Venera-1. Po pokuse o dosiahnutie Venuše týmto aparátom, vypustenom 12. februára, boli na planétu vyslané sovietske aparáty radu Venera, Vega, American Mariner, Pioneer-Venera-1, Pioneer-Venera-2, Magellan. Kozmické lode "Venera-9" a "Venera-10" preniesli na Zem prvé fotografie povrchu Venuše; vo Venera-13 a Venera-14 boli farebné obrázky prenášané z povrchu Venuše. Podmienky na povrchu Venuše sú však také, že žiadna z kozmických lodí nepracovala na planéte dlhšie ako dve hodiny. V roku 2016 plánuje Roskosmos vypustiť odolnejšiu sondu, ktorá bude na povrchu planéty pracovať minimálne deň.
Ďalšie informácie
Satelit Venuše
Venuša (podobne ako Mars a Zem) má kvázi-satelit, asteroid 2002 VE68, obiehajúci okolo Slnka tak, že medzi ním a Venušou existuje orbitálna rezonancia, v dôsledku čoho zostáva blízko planéty počas mnohých období revolúcie.
Teraformujúca Venuša
Venuša v rôznych kultúrach
Venuša v literatúre
- V románe Alexandra Beljajeva Skok do ničoho utekajú hrdinovia, hŕstka kapitalistov, pred svetovou proletárskou revolúciou do vesmíru, pristávajú na Venuši a usadia sa tam. Planéta je v románe predstavená zhruba ako Zem v období druhohôr.
- V sci-fi eseji Borisa Ljapunova „Nearest to the Sun“ pozemšťania prvýkrát vstúpili na Venušu a Merkúr a študovali ich.
- V románe Vladimíra Vladka Argonauti vesmíru je k Venuši vyslaná sovietska prieskumná expedícia.
- V románovej trilógii Georgyho Martynova „Stargazers“ je druhá kniha – „Sister of the Earth“ – venovaná dobrodružstvám sovietskych kozmonautov na Venuši a zoznámeniu sa s jej inteligentnými obyvateľmi.
- V cykle príbehov Viktora Saparina: „Nebeský Kulu“, „Návrat okrúhlych hláv“ a „Zmiznutie Loo“ nadviažu astronauti, ktorí pristáli na planéte, kontakt s obyvateľmi Venuše.
- V príbehu Alexandra Kazantseva „Planéta búrok“ (román „Vnúčatá Marsu“) sa astronauti-výskumníci stretávajú so svetom zvierat a so stopami inteligentného života na Venuši. Sfilmoval Pavel Klushantsev ako "Planet of Storms".
- V románe bratov Strugackých „Krajina karmínových oblakov“ bola Venuša druhou planétou po Marse, ktorú sa snažia kolonizovať a do oblasti depozitov posielajú planetárnu loď Khius s posádkou prieskumníkov. rádioaktívne látky s názvom Uranium Golconda.
- V príbehu Severa Gansovského „Saving December“ sa poslední dvaja pozorovatelia pozemšťanov stretávajú s decembrom, zvieraťom, od ktorého závisela prirodzená rovnováha na Venuši. Decembri boli považovaní za úplne vyhubených a ľudia sú pripravení zomrieť, no december nechávajú nažive.
- Román Jevgenija Voiskunskyho a Isaia Lukodjanova „Šplech hviezdnych morí“ rozpráva o prieskumných kozmonautoch, vedcoch, inžinieroch, ktorí v ťažkých podmienkach vesmíru a ľudskej spoločnosti kolonizujú Venušu.
- V príbehu Alexandra Shalimova Planéta hmiel sa členovia expedície vyslaní na laboratórnu loď k Venuši pokúšajú vyriešiť hádanky tejto planéty.
- V príbehoch Raya Bradburyho je klíma planéty prezentovaná ako extrémne daždivá (buď vždy prší, alebo sa zastaví raz za desať rokov)
- V románoch Roberta Heinleina Medzi planétami, Marťanský Podkane, Vesmírny kadet a Logika impéria je Venuša vykreslená ako pochmúrny bažinatý svet, ktorý v období dažďov pripomína údolie Amazonky. Venušu obývajú inteligentní obyvatelia pripomínajúci tulene či draky.
- V románe Stanislava Lema Astronauti nachádzajú pozemšťania na Venuši pozostatky mŕtvej civilizácie, ktorá sa chystala zničiť život na Zemi. Premietané ako „Tichá hviezda“.
- Francis Karsak „The Flight of the Earth“ spolu s hlavnou zápletkou opisuje kolonizovanú Venušu, ktorej atmosféra prešla fyzikálnym a chemickým spracovaním, v dôsledku čoho sa planéta stala obývateľnou pre ľudí.
- Sci-fi román Fury od Henryho Kuttnera hovorí o terraformovaní Venuše kolonistami z mŕtvej Zeme.
Literatúra
- Koronovský N. N. Morfológia povrchu Venuše // Sorosov vzdelávací časopis.
- Burba G. A. Venuša: ruský prepis mien // Laboratórium GEOKHI pre porovnávaciu planetológiu, máj 2005.
pozri tiež
Odkazy
- Snímky urobené sovietskou kozmickou loďou
Poznámky
- Williams, David R. Informačný prehľad o Venuši. NASA (15. apríla 2005). Získané 12. októbra 2007.
- Venuša: Fakty a čísla. NASA. Získané 12. apríla 2007.
- Vesmírne témy: Porovnajte planéty: Merkúr, Venuša, Zem, Mesiac a Mars. planetárnej spoločnosti. Získané 12. apríla 2007.
- Zachytený vo vetre zo Slnka. ESA (Venus Express) (2007-11-28). Získané 12. júla 2008.
- college.ru
- agentúra RIA
- Venuša mala v minulosti oceány a sopky – vedci Správy RIA (2009-07-14).
- M. V. Lomonosov píše: „... p. Kurganov svojím výpočtom zistil, že sa stane tento pamätný prechod Venuše cez Slnko v máji 1769, 23 dní starý pokoj, ktorý, aj keď v Petrohrade možno pochybovať, len na mnohých miestach v blízkosti miestnej rovnobežné, a najmä ležiace severnejšie, môžu byť svedkami. Začiatok úvodu tu bude nasledovať o 10. hodine popoludní a začiatok o 15. hodine popoludní; pravdepodobne prejde hornou polovicou Slnka vo vzdialenosti od jeho stredu blízkej 2/3 jeho polovičného priemeru. A od roku 1769, po stopäťdesiatich rokoch, sa tento fenomén zjavne opäť vrátil. ten istý 29. október 1769 ten istý prechod a planéta Merkúr cez Slnko bude viditeľná až v r. Južná Amerika"- M. V. Lomonosov" Fenomén Venuše na Slnku ... "
- Michail Vasilievič Lomonosov. Vybrané diela v 2 zväzkoch. M.: Veda. 1986
