Видимост и положение на планетите в небето през месеца.

Юни, "най-яркият" месец, всъщност не благоприятства астрономическите наблюдения. Ако на юг нощите са просто кратки, тогава в умерените ширини периодът на белите нощи изобщо започва. Ярките планети, Слънцето и Луната остават почти единствените налични обекти за наблюдение.

И четирите ярки планети могат да се видят на юнското небе тази година. Юпитер се вижда през първата половина на месеца вечер на запад, красива Венера през целия юни - сутрин на изток. Вечер на юг и югозапад можете да наблюдавате Марс и Сатурн. Тези две планети са най-удобни за наблюдения през юни.

Но ще започнем нашия преглед с Меркурий, планетата, която е най-близо до Слънцето.

живак

Меркурий минути преди закриването му от Луната в дневното небе на Сочи на 26 юни 2014 г.

В началото на юни приключва периодът на вечерната видимост на Меркурий. Най-близката до Слънцето планета може да се наблюдава в първите дни на месеца ниско на северозапад за около половин час след залез и само на юг, извън зоната на белите нощи. Почти през целия юни Меркурий е в небето близо до нашата дневна звезда и следователно не е достъпен за наблюдение. На 19 юни планетата влиза в долна връзка със Слънцето, тоест ще премине между Земята и Слънцето, след което преминава в сутрешното небе.

На 26 юни Меркурий, намиращ се в небето само на 10° от Слънцето, ще бъде покрит от Луната. Това интересно явление ще се наблюдава в Атлантическия океан, Америка и Европа, по-специално в Крим и по Черноморското крайбрежие на Кавказ. Окултацията ще започне около 17 часа, когато Луната и Слънцето са в западното небе.

Яркостта на Меркурий ще бъде около 2,5 м, което по принцип ви позволява да видите планетата на фона на синьо небе в добър любителски телескоп. Въпреки това, бъдете изключително внимателни! Не забравяйте, че покритието ще се случи близо до Слънцето и лъчите на звездата могат случайно да ударят окуляра и да увредят зрението ви! Бихме препоръчали да наблюдават това явление само на опитни аматьори. От своя страна ще се опитаме да публикуваме интересни снимки от репортажа, ако има такива в интернет.

Венера

Виждали ли сте Венера това лято? В началото на юни Утринната звезда изгрява около час преди изгрев над източната (по-точно над североизточната) част на хоризонта.

Периодът на видимост на Венера обаче е доста произволен: в Украйна, в Крим и в Кавказ планетата в момента се вижда почти 1,5 часа, появявайки се на тъмно небе. На географската ширина на Москва периодът на видимост на Венера не достига дори до един час. Още по-на север, с оглед на белите нощи, още по-малко. В същото време планетата изгрява на фона на зората. Но все още можете да го намерите в Санкт Петербург заради голямата яркост на планетата (през юни тя остава около -4m). Имайте предвид, че по време на изгряване Венера, която всъщност е бяла, може да бъде червена, оранжева и наситено жълта, което обърква начинаещия. В този случай сме изправени пред типичното зачервяване на космическите обекти близо до хоризонта поради прах, плаващ в земната атмосфера.

Какво ще се случи на небето с Венера през месеца? Трябва да кажа, че през целия юни планетата има директно движение (тоест, движи се на фона на звездите в същата посока като Слънцето, от запад на изток), движейки се по съзвездието Овен. Венера постепенно настига звездата на небето, но през юни разстоянието леко намалява - от 37 на 30 градуса. Позицията на изгряващата точка на планетата е леко изместена на север.

30 градуса от Слънцето е много удобно разстояние за наблюдение на такава ярка планета в небето преди зазоряване. В умерените ширини и на север обаче се намесват бели нощи, което донякъде затруднява наблюдението му. Но дори и в този случай, както казахме по-горе, Венера може да се види доста лесно с просто око, да не говорим за наблюдения през телескоп или бинокъл. Преди изгрев слънце планетата има време да се издигне в небето на географска ширина на Москва с около 10 °, на географска ширина на Сочи - с 15 ° над хоризонта.

Може би именно след изгрев слънце юнските наблюдения на Венера през телескоп ще бъдат най-интересни и продуктивни. Още сутринта планетата се издига достатъчно високо над хоризонта, така че атмосферните турбуленции не нарушават много картината в окуляра, а ниският контраст между ослепително бялата Венера и синия фон на небето често ви позволява да забележите много повече детайли в облачната покривка на планетата от обикновено.

През юни видимите размери намаляват от 14 на 12 дъгови секунди, а фазата се увеличава от 0,77 на 0,86. (Планетата, следвайки по-малка орбита, изпревари Земята и сега се отдалечава от нея и след няколко месеца ще се скрие зад Слънцето.)

Венера и Луната в сутрешното небе на 24 юни. Размерите на луната са увеличени 4 пъти за по-голяма яснота.

Трябва да кажа, че през деня е напълно възможно да видите Венера с просто око. За да направите това, достатъчно е да се изолирате от яркото Слънце и да разгледате част от небето на 30 ° вдясно от звездата. През първата половина на деня Венера ще бъде малко над Слънцето, през втората, съответно, под. И накрая, на 24 юни отлична референтна точка за намиране на Венера, както преди изгрев слънце, така и в дневното небе, ще бъде „застаряващата“ Луна, чийто тесен полумесец ще се приближи до планетата до 3,5 °.

Марс

Изминаха 2 месеца от опозицията на Марс през април. Блясъкът и видимият размер на Червената планета са намалели значително и продължават да намаляват бързо. Въпреки това през юни Марс остава едно от най-видимите небесни тела през вечерните и нощните часове.

През целия месец планетата е в съзвездието Дева, като се движи на фона на звездите в същата посока като Слънцето и постепенно се приближава до Спика, главната звезда на съзвездието Дева. Марс се появява във вечерния здрач на югозапад на 25° над хоризонта (на географската ширина на Москва). Планетата може да се различи от звездите по характерния си розов цвят и дори блясък (звездите са склонни да блещукат забележимо).

В началото на юни видимостта на Марс е около 4 часа, в края - само 2 часа. Яркостта на планетата намалява от -0.5m до 0.0m, диаметърът на видимия диск е от 11.9″ до 9.5″. В добър любителски телескоп с обектив от 120 мм или по-висок, на диска на планетата могат да се намерят много интересни детайли - полярни шапки, тъмни и светли зони, зони с различни нюанси на жълто, червено и дори синьо. И в съвременните цифрови изображения Мистериозната планета изглежда много впечатляваща и днес.

Планетата Марс, снимана на 7 май 2014 г. Изображението ясно показва северната полярна шапка, тъмните участъци от района на Chryse и ярките перисти облаци.

Юпитер

Сатурн, Луна, Марс и Юпитер вечерта на 8 юни. Юпитер вечер през първата половина на юни се вижда в лъчите на вечерната зора ниско на северозапад.

Сияещ в нашето небе почти година, Юпитер през юни приключва периода на вечерната видимост. Планетата се движи в същата посока като Слънцето, но е по-далеч от нас от дневната светлина, тя се движи на фона на звезди, по-бавни от Слънцето. В края на юли Слънцето ще настигне Юпитер и планетата отново, както миналата година, ще се премести на вечерното небе, където на 18 август ще има забележително приближаване към Венера.

През първата половина на юни Юпитер може да се наблюдава за около 2 часа във вечерния здрач на северозапад (90° вдясно от Марс); в края на месеца планетата всъщност се крие в лъчите на Слънцето.

Въпреки факта, че в момента Юпитер се намира близо до най-отдалечената точка на орбитата си от Земята, планетата е толкова голяма, че нейната яркост и размер не са намалели значително в сравнение със зимния период. През юни яркостта на Юпитер е около -1.9m, а диаметърът на видимия диск е около 32″. Планетата все още се вижда перфектно дори в малки телескопи; неговите наблюдения ще бъдат затруднени в много по-голяма степен от ниското положение над хоризонта и яркия фон на небето в умерените ширини, отколкото от разстоянието от Земята.

Сатурн

Приближаването на Луната и Сатурн в полунощ на 11 юни 2014 г. Моля, имайте предвид, че Сатурн, Марс и ярката звезда Арктур ​​образуват почти равнобедрен триъгълник на небето през юни.

Позицията на Сатурн в небето прави тази планета най-удобната за наблюдение през юни 2014 г. Намирайки се в съзвездието Везни през целия месец, пръстеновидният гигант се появява на здрач на юг на надморска височина от 15-20 градуса над хоризонта, в зависимост от географската ширина на наблюдение. В южната част на Русия, Украйна, Казахстан видимостта на Сатурн ще бъде около 6 часа, в умерените ширини планетата ще се вижда през цялата къса нощ.

По отношение на яркостта (0,4m) Сатурн е сравним с най-ярките звезди, но това може да не е достатъчно за начинаещ, за да идентифицира уверено планетата в яркото юнско нощно небе. Специално за начинаещите любители на астрономията ще ви информираме, че вечерта Сатурн може да се намери на 30° (около 3-4 юмрука на протегната ръка) източно от червеникавия и по-ярък Марс. При търсене е важно да не бъркате Марс със звездата Арктур, която също е червеникава и има приблизително същия блясък като Марс. Като цяло Марс, Арктур ​​и Сатурн образуват равнобедрен триъгълник на юнското небе, в основата на който са две планети. Най-лесният начин да намерите планетата ще бъде в нощта на 10 срещу 11 юни. По това време, до Сатурн (само на 1,5° южно от планетата), Луната ще бъде във фаза, близка до пълнолунието.

Цветът на Сатурн е жълт. Вече в малък телескоп може да се види дискът на планетата, сплескан към полюсите, и луксозните пръстени на планетата, отворени на 20°. Видимите размери на планетата са 18″, а пръстените са 40×15″. В телескоп с обектив от 100 mm или повече можете да опитате да видите пролуката на Касини в пръстените на планетата. Дори и с по-малки инструменти, най-голямата луна на Сатурн Титан може да се види като 8,4-метрова звезда.

Уран и Нептун

Последните планети в нашия преглед са Уран и Нептун. Далечните гиганти са твърде бледи, за да бъдат наблюдавани с просто око (само Уран в опозиция може да се види на границата на видимост в безлунна нощ). И в повечето любителски телескопи те изглеждат най-добре като малки зеленикаво-сини дискове без никакви детайли.

Сега и Уран, и Нептун са на сутрешното небе в съзвездията съответно Риби и Водолей. Видимостта на Уран през юни е около 1 час в началото на месеца и се повишава до 2 часа в края. Яркостта на планетата е 6.0m, видимият размер на планетата е 3.4″; за да видите диска, ще ви е необходим телескоп с обектив от поне 80 mm и увеличение 80× или по-голямо. Имайте предвид, че е почти невъзможно да се наблюдава планетата на север от Москва поради белите нощи.

В още по-голяма степен последното важи и за Нептун, който дори да изгрява почти час по-рано от Уран, има яркост от едва 8m. Подобно на Уран, Нептун се движи по небето в същата посока като Слънцето. Може да се намери близо до звездата Сигма Водолеи (величина 4,8m). За да видите диска на планетата, имате нужда от по-сериозен инструмент: телескоп с обектив 100-120 mm и увеличение от над 100 ×.

Повтаряме, че търсенето и наблюдението на тези планети, поради отдалечеността им от Земята, в най-добрия случай имат само познавателна стойност за аматьори.

Нека обобщим. През юни всички планети са видими в небето, с изключение на Меркурий, който влиза в по-нисък съвпад със Слънцето на 19-ти. Ще се създадат най-благоприятни условия за наблюдение на Сатурн и Марс. Тези две планети се появяват на небето по здрач съответно на юг и югозапад. Планетите са разположени на височина около 20° над хоризонта и са видими съответно 6 и 4 часа. В умерените ширини Сатурн може да се наблюдава през цялата къса нощ.

Венера се вижда на изток сутрин за около час преди изгрев слънце. Блясъкът на планетата ви позволява да я наблюдавате както през деня, както с телескоп, така и с просто око. Юпитер все още може да се види вечер на северозапад, в лъчите на вечерната зора. Видимостта му бързо намалява и в края на месеца планетата ще се скрие в лъчите на Слънцето.

Планета Венера

Обща информация за планетата Венера. Сестра на Земята

Фиг.1 Венера. Моментна снимка на устройството MESSENGER от 14 януари 2008 г. Кредит: НАСА/Лаборатория по приложна физика на университета Джон Хопкинс/Институция Карнеги във Вашингтон

Венера е втората планета от Слънцето, много подобна по размер, гравитация и състав на нашата Земя. В същото време той е най-яркият обект на небето след Слънцето и Луната, достигайки магнитуд -4,4.

Планетата Венера е проучена много добре, защото повече от дузина космически кораба са я посетили, но астрономите все още имат някои въпроси. Ето само няколко от тях:

Първият от въпросите се отнася до въртенето на Венера: нейната ъглова скорост е точно такава, че по време на долния съвпад Венера е обърната към Земята през цялото време с една и съща страна. Причините за тази последователност между въртенето на Венера и орбиталното движение на Земята все още не са ясни...

Вторият въпрос е източникът на движението на атмосферата на Венера, която е непрекъснат гигантски вихър. Освен това това движение е много мощно и се отличава с невероятно постоянство. Какви сили създават атмосферен вихър с такива размери - неизвестно ли е?

И последният, трети, въпрос - има ли живот на планетата Венера? Факт е, че на височина от няколко десетки километра в облачния слой на Венера се наблюдават условия, доста подходящи за живота на организмите: не много висока температура, подходящо налягане и т.н.

Трябва да се отбележи, че само преди половин век имаше много повече въпроси, свързани с Венера. Астрономите не знаеха нищо за повърхността на планетата, не знаеха състава на нейната удивителна атмосфера, не знаеха свойствата на нейната магнитосфера и много повече. Но те успяха да намерят Венера в нощното небе, да наблюдават нейните фази, свързани с движението на планетата около Слънцето и т. н. Прочетете как да направите такива наблюдения по-долу.

Наблюдение на планетата Венера от Земята

Фиг. 2 Изглед на планетата Венера от Земята. Кредит: Карол Лакомяк

Тъй като Венера е по-близо до Слънцето от Земята, тя никога не изглежда твърде далеч от него: максималният ъгъл между нея и Слънцето е 47,8°. Поради такива особености на позицията на земното небе Венера достига максималната си яркост малко преди изгрев или известно време след залез. В рамките на 585 дни периодите на нейната вечерна и сутрешна видимост се редуват: в началото на периода Венера се вижда само сутрин, след това - след 263 дни тя се приближава много до Слънцето и нейната яркост не позволява да се види планетата за 50 дни; след това идва периодът на вечерната видимост на Венера, продължаващ 263 дни, докато планетата отново изчезне за 8 дни, намирайки се между Земята и Слънцето. След това редуването на видимостта се повтаря в същия ред.

Разпознаването на планетата Венера е лесно, тъй като на нощното небе тя е най-яркото светило след Слънцето и Луната, достигайки максимум -4,4 магнитуд. Отличителна черта на планетата е нейният равномерен бял цвят.

фиг.3 Смяна на фазите на Венера. Кредит: уебсайт

Когато наблюдавате Венера, дори и с малък телескоп, можете да видите как се променя осветеността на нейния диск с течение на времето, т.е. има фазова промяна, която за първи път е наблюдавана от Галилео Галилей през 1610 г. При най-близкия подход до нашата планета, само малка част от Венера остава осветена и тя приема формата на тънък полумесец. Орбитата на Венера в този момент е под ъгъл от 3,4° спрямо орбитата на Земята, така че обикновено минава точно над или под Слънцето на разстояние до осемнадесет слънчеви диаметъра.

Но понякога има ситуация, в която планетата Венера се намира приблизително на една и съща линия между Слънцето и Земята и тогава можете да видите изключително рядко астрономическо явление - преминаването на Венера през диска на Слънцето, при което планетата приема формата на малко тъмно „петънце“ с диаметър 1/30 слънчева.

фиг.4 Транзит на Венера през диска на Слънцето. Изображение от спътника TRACE на НАСА на 6 август 2004 г. Кредит: НАСА

Това явление се случва около 4 пъти за 243 години: първо се наблюдават 2 зимни пасажа с честота от 8 години, след това продължава интервал от 121,5 години и още 2, този път летни, преминават със същата честота от 8 години. Тогава зимните транзити на Венера могат да се наблюдават едва след 105,8 години.

Трябва да се отбележи, че ако продължителността на 243-годишния цикъл е относително постоянна стойност, то периодичността между зимните и летните пасажи в него се променя поради малки несъответствия в периодите на връщане на планетите към точките на свързване на техните орбити.

И така, до 1518 г. вътрешната последователност на преминаванията на Венера изглеждаше като „8-113,5-121,5“, а до 546 г. имаше 8 пасажа, интервалите между които бяха равни на 121,5 години. Текущата последователност ще продължи до 2846, след което ще бъде заменена с друга: "105.5-129.5-8".

Последният транзит на планетата Венера с продължителност 6 часа е наблюдаван на 8 юни 2004 г., следващото ще се състои на 6 юни 2012 г. След това ще има пауза, чийто край ще бъде чак през декември 2117 г.

История на изследването на планетата Венера

Фиг.5 Руините на обсерваторията в град Чичен Ица (Мексико). Източник: wikipedia.org

Планетата Венера, заедно с Меркурий, Марс, Юпитер и Сатурн, е била позната на хората от неолита (новата каменна ера). Планетата е била добре позната на древните гърци, египтяни, китайци, жителите на Вавилон и Централна Америка, племената на Северна Австралия. Но поради особеностите на наблюдение на Венера само сутрин или вечер древните астрономи са вярвали, че виждат напълно различни небесни обекти, поради което наричат ​​сутрешната Венера с едно име, а вечерта - една с друго. И така, гърците дадоха името Веспер на вечерна Венера, а Фосфор на утринната Венера. Древните египтяни също са дали две имена на планетата: Tayoumutiri - сутрин Венера и Owaiti - вечер. Индианците от маите наричат ​​Венера Но Ек – „Голяма звезда“ или Ксукс Ек – „Звездата на осата“ и са успели да изчислят нейния синодичен период.

Първите хора, които разбират, че Венера сутрин и вечер са една и съща планета, са гръцките питагорейци; малко по-късно друг древен грък, Хераклид Понтий, предполага, че Венера и Меркурий се въртят около Слънцето, а не около Земята. Приблизително по същото време гърците дадоха на планетата името на богинята на любовта и красотата Афродита.

Но планетата получи името „Венера“, познато на съвременните хора, от римляните, които я кръстиха в чест на богинята покровителка на целия римски народ, която заема същото място в римската митология като Афродита на гръцки.

Както можете да видите, древните астрономи са наблюдавали само планетата, като едновременно са изчислявали синодичните периоди на въртене и са съставяли карти на звездното небе. Правени са и опити да се изчисли разстоянието от Земята до Слънцето чрез наблюдение на Венера. За да направите това, е необходимо, когато планетата преминава директно между Слънцето и Земята, използвайки метода на паралакса, да измерите незначителни разлики в началното или крайното време на преминаването в две доста отдалечени точки на нашата планета. Разстоянието между точките се използва допълнително като дължина на основата за определяне на разстоянията до Слънцето и Венера чрез триангулация.

Историците не знаят кога астрономите за първи път са наблюдавали преминаването на планетата Венера през диска на Слънцето, но знаят името на човека, който за първи път е предсказал такъв преход. Германският астроном Йоханес Кеплер предсказва преминаването през 1631 г. Въпреки това, през прогнозираната година, поради известна неточност на прогнозата на Keplerian, никой не е наблюдавал преминаването в Европа ...

Фиг.6 Джером Хорокс наблюдава преминаването на планетата Венера през диска на Слънцето. Източник: wikipedia.org

Но друг астроном - Джером Хорокс, след като прецизира изчисленията на Кеплер, открива точните периоди на повторение на пасажи и на 4 декември 1639 г. от дома си в Мъч Хоул в Англия той успява да види със собствените си очи преминаването на Венера през слънчевия диск.

Използвайки обикновен телескоп, Хорокс прожектира слънчевия диск върху дъска, където е безопасно очите на наблюдателя да видят всичко, което се случва на фона на слънчевия диск. И тогава в 15:15, само половин час преди залез слънце, Хорокс най-накрая видя предсказания пасаж. С помощта на направените наблюдения английският астроном се опитал да оцени разстоянието от Земята до Слънцето, което се оказало 95,6 милиона км.

През 1667 г. Джовани Доменико Касини прави първия опит да определи периода на въртене на Венера около оста си. Получената от него стойност е много далеч от действителната и възлиза на 23 часа и 21 минути. Това се дължи на факта, че Венера трябваше да се наблюдава само веднъж на ден и само за няколко часа. Насочвайки телескопа си към планетата в продължение на няколко дни и виждайки една и съща картина през цялото време, Касини стигна до заключението, че планетата Венера е направила пълно завъртане около оста си.

След наблюденията на Horrocks и Cassini и знаейки изчисленията на Кеплер, астрономите от цял ​​свят с нетърпение очакваха следващата възможност да наблюдават преминаването на Венера. И такава възможност им се представи през 1761 г. Сред астрономите, които провеждаха наблюденията, беше и нашият руски учен Михаил Василиевич Ломоносов, който открива, когато планетата влезе в слънчевия диск, както и при излизане от него, ярък пръстен около тъмния диск на Венера. Ломоносов обяснява наблюдаваното явление, наречено по-късно на него („феномен Ломоносов“) с наличието на атмосфера близо до Венера, в която слънчевите лъчи се пречупват.

След 8 години наблюдения английският астроном Уилям Хершел и немският астроном Йохан Шрьотер продължиха наблюденията си, „откривайки“ за втори път атмосферата на Венера.

През 60-те години на XIX век астрономите започват да правят опити да открият състава на откритата атмосфера на Венера и преди всичко да определят наличието на кислород и водна пара в нея с помощта на спектрален анализ. Въпреки това не са открити нито кислород, нито водна пара. След известно време, вече през ХХ век, опитите за намиране на "газовете на живота" се възобновяват: наблюдения и изследвания са проведени от А. А. Белополски в Пулково (Русия) и Весто Мелвин Слифър във Флагстаф (САЩ).

През същия 19 век Италианският астроном Джовани Скиапарели отново се опита да установи периода на въртене на Венера около оста си. Приемайки, че въртенето на Венера към Слънцето винаги е свързано с нейното много бавно въртене, той определи периода на нейното въртене около оста като равен на 225 дни, което е с 18 дни по-малко от реалния.

Фиг. 7 Обсерватория Маунт Уилсън. Кредит: MWOA

През 1923 г. Едисън Петит и Сет Никълсън от обсерваторията Маунт Уилсън на Маунт Уилсън в Калифорния (САЩ) започват да измерват температурата на горните облаци на Венера, което впоследствие е извършено от много учени. Девет години по-късно американските астрономи W. Adams и T. Denham в същата обсерватория записват три ленти в спектъра на Венера, принадлежащи на въглероден диоксид (CO 2 ). Интензитетът на лентите доведе до заключението, че количеството на този газ в атмосферата на Венера е многократно по-голямо от съдържанието му в земната атмосфера. В атмосферата на Венера не са открити други газове.

През 1955 г. Уилям Синтън и Джон Стронг (САЩ) измерват температурата на облачния слой на Венера, която се оказва -40 ° C и дори по-ниска близо до полюсите на планетата.

Освен американците съветските учени Н.П.Барабашов, В.В. Шаронов и В.И. Йезерски, френски астроном Б. Лио. Техните изследвания, както и теорията за разсейване на светлината от плътните атмосфери на планетите, разработена от Соболев, свидетелстват, че размерите на частиците на облаците на Венера са около един микрометър. Учените можеха само да открият природата на тези частици и да проучат по-подробно цялата дебелина на облачния слой на Венера, а не само горната му граница. И за това беше необходимо да се изпратят междупланетни станции на планетата, които впоследствие бяха създадени от учени и инженери на СССР и САЩ.

Първият космически кораб, изстрелян към планетата Венера, е Венера 1. Това събитие се случи на 12 февруари 1961 г. След известно време обаче комуникацията с устройството е загубена и Венера-1 влезе в орбитата на спътника на Слънцето.

Фиг. 8 "Венера-4". Кредит: NSSDC

Фиг. 9 "Венера-5". Кредит: NSSDC

Следващият опит също беше неуспешен: апаратът Венера-2 прелетя на разстояние от 24 хиляди км. от планетата. Само Венера-3, изстрелян от Съветския съюз през 1965 г., успя да се приближи относително близо до планетата и дори да кацне на нейната повърхност, което беше улеснено от специално проектирано спускащо се превозно средство. Но поради повреда на системата за управление на станцията не бяха получени данни за Венера.

След 2 години - на 12 юни 1967 г., Венера-4 тръгва към планетата, също оборудвана със спускащо се превозно средство, чиято цел е да изследва физическите свойства и химичния състав на атмосферата на Венера с помощта на 2 термометъра за съпротивление, барометричен сензор, йонизационен атмосферен плътномер и 11 патрона - газоанализатори. Устройството изпълни целта си, като установи наличието на огромно количество въглероден диоксид, слабо магнитно поле, обграждащо планетата и отсъствието на радиационни пояси.

През 1969 г., с интервал от само 5 дни, 2 междупланетни станции със серийни номера 5 и 6 отидоха на Венера наведнъж.

Техните апарати за спускане, оборудвани с радиопредаватели, радиовисотомери и друго научно оборудване, предаваха информация за налягането, температурата, плътността и химическия състав на атмосферата по време на спускането. Оказа се, че налягането на атмосферата на Венера достига 27 атмосфери; Не беше възможно да се разбере дали може да надвиши посочената стойност: спускащите се превозни средства просто не бяха проектирани за по-високо налягане. Температурата на венерианската атмосфера по време на спускането на превозните средства варираше от 25° до 320°C. Съставът на атмосферата е доминиран от въглероден диоксид с малко количество азот, кислород и примес от водна пара.

Фиг. 10 "Маринер-2". Кредит: НАСА/JPL

В допълнение към космическия кораб на Съветския съюз, американският космически кораб от серията Mariner се занимава с изследване на планетата Венера, първият от които със сериен номер 2 (№ 1 се разби в началото) прелетя покрай планетата през декември 1962 г., определяйки температурата на повърхността му. По подобен начин, прелитайки покрай планетата през 1967 г., Венера е изследвана от друг американски космически кораб Маринър 5. Изпълнявайки своята програма, петият Маринър потвърди преобладаването на въглеродния диоксид в атмосферата на Венера, установи, че налягането в дебелината на тази атмосфера може да достигне 100 атмосфери, а температурата - 400 ° C.

Трябва да се отбележи, че изследването на планетата Венера през 60-те години. дойде от земята. И така, с помощта на радарни методи американски и съветски астрономи установиха, че въртенето на Венера е обърнато и периодът на въртене на Венера е ~243 дни.

На 15 декември 1970 г. космическият кораб Венера-7 достига повърхността на планетата за първи път и, като работи върху него в продължение на 23 минути, предава данни за състава на атмосферата, температурата на различните й слоеве, както и налягане, което според резултатите от измерванията се оказа равно на 90 атмосфери.

Година и половина по-късно, през юли 1972 г., друг съветски апарат кацна на повърхността на Венера.

С помощта на научно оборудване, инсталирано на спускащия се апарат, беше измерена осветеността на повърхността на Венера, равна на 350 ± 150 lux (както на Земята в облачен ден), и плътността на повърхностните скали, равна на 1,4 g/ см 3 . Установено е, че облаците на Венера лежат на височина от 48 до 70 км, имат слоеста структура и се състоят от капчици 80% сярна киселина.

През февруари 1974 г. Mariner 10 прелетя покрай Венера, снимайки облачната й покривка в продължение на 8 дни, за да проучи динамиката на атмосферата. Въз основа на получените изображения беше възможно да се определи периодът на въртене на венерианския облачен слой, равен на 4 дни. Оказа се също, че това въртене се случва по посока на часовниковата стрелка, когато се гледа от северния полюс на планетата.

фиг.11 Спускаема машина Венера-10. Кредит: NSSDC

Няколко месеца по-късно - през октомври 74-ти, на повърхността на Венера кацнаха съветски космически кораби със серийни номера 9 и 10. След като кацнаха на разстояние 2200 км една от друга, те предадоха на Земята първите панорами на повърхността на местата за кацане. В продължение на час спускащите се апарати предаваха научна информация от повърхността към космически кораби, които бяха прехвърлени в орбитите на изкуствените спътници на Венера и я препращаха на Земята.

Трябва да се отбележи, че след полетите на Vener-9 и 10 Съветският съюз изстреля всички космически кораби от тази серия по двойки: първо един апарат беше изпратен на планетата, след това друг с минимален интервал от време.

И така, през септември 1978 г. Венера-11 и Венера-12 отидоха на Венера. На 25 декември същата година техните спускаеми апарати достигат повърхността на планетата, като същевременно правят редица снимки и предават някои от тях на Земята. Отчасти защото едно от спускащите се превозни средства не е отворило защитните капаци на камерата.

При спускането на превозните средства в атмосферата на Венера са регистрирани електрически разряди, изключително мощни и чести. И така, едно от устройствата засече 25 разряда в секунда, другото - около хиляда, а един от гръмотевиците продължи 15 минути. Според астрономите електрическите разряди са свързани с активна вулканична дейност в местата на спускане на космически кораби.

Приблизително по същото време изследването на Венера вече е проведено от космическия кораб от американската серия - Pioneer-Venus-1, изстрелян на 20 май 1978 г.

След като влезе в 24-часова елиптична орбита около планетата на 4 декември, устройството извършва радарно картографиране на повърхността в продължение на година и половина, изследва магнитосферата, йоносферата и облачната структура на Венера.

фиг.12 "Пионер-Венера-1". Кредит: NSSDC

След първия "пионер", вторият отиде при Венера. Това се случи на 8 август 1978 г. На 16 ноември първата и най-голямата от спускащите се превозни средства се отделиха от апарата, 4 дни по-късно се отделиха 3 други спускащи се превозни средства. На 9 декември и четирите модула влязоха в атмосферата на планетата.

Според резултатите от изследването на спускащите се апарати Pioneer-Venera-2 беше определен съставът на атмосферата на Венера, в резултат на което се оказа, че съдържанието на концентрацията на аргон-36 и аргон-38 в тя е 50-500 пъти по-висока от концентрацията на тези газове в земната атмосфера. Атмосферата е предимно въглероден диоксид, с малки количества азот и други газове. Под самите облаци на планетата бяха открити следи от водна пара и по-висока от очакваната концентрация на молекулен кислород.

Самият облачен слой, както се оказа, се състои от поне 3 добре дефинирани слоя.

Горната, лежаща на надморска височина от 65-70 км, съдържа капки концентрирана сярна киселина. Другите 2 слоя са приблизително еднакви по състав, като единствената разлика е, че в най-ниския слой преобладават по-големите частици сяра. На височини под 30 км. Атмосферата на Венера е сравнително прозрачна.

По време на спускането апаратите извършиха температурни измервания, които потвърдиха колосалния парников ефект, който преобладава на Венера. И така, ако на височини от около 100 км температурата беше -93°C, то на горната граница на облаците -40°C и след това продължи да се увеличава, достигайки 470°C близо до повърхността...

През октомври-ноември 1981 г., с интервал от 5 дни, тръгват Венера-13 и Венера-14, чиито спускащи се превозни средства през март, вече на 82-ри, достигат повърхността на планетата, предавайки панорамни изображения на местата за кацане към Земята, върху която се виждаше жълто-зеленото венерианско небе, и изследвайки състава на венерианската почва, в която откриха: силициев диоксид (до 50% от общата маса на почвата), алуминиева стипца (16%), магнезиеви оксиди (11%), желязо, калций и други елементи. Освен това, с помощта на устройство за запис на звук, инсталирано на Venera-13, учените за първи път чуха звуците на друга планета, а именно гръмотевицата.

фиг.13 Повърхността на планетата Венера. Снимка на апарата "Венера-13" от 1 март 1982 г. Кредит: NSSDC

На 2 юни 1983 г. AMS (автоматична междупланетна станция) Венера-15 тръгва към планетата Венера, която на 10 октомври същата година влиза в полярна орбита около планетата. На 14 октомври Венера-16 беше изведена в орбита, изстреляна 5 дни по-късно. И двете станции са проектирани да изучават венерианския терен с помощта на радарите, инсталирани на борда им. След като работиха заедно повече от осем месеца, станциите получиха изображение на повърхността на планетата в огромна област: от северния полюс до ~30° северна ширина. В резултат на обработката на тези данни е съставена подробна карта на северното полукълбо на Венера на 27 листа и е публикуван първият атлас на релефа на планетата, който обаче покрива само 25% от нейната повърхност. Също така, въз основа на материалите от проучванията на превозните средства, съветски и американски картографи, като част от първия международен проект по извънземна картография, проведен под егидата на Академията на науките и НАСА, съвместно създадоха серия от три обзорни карти на северна Венера. През лятото на 1989 г. на Международния геоложки конгрес във Вашингтон се състоя представянето на тази серия от карти под името „Magellan Flight Planning Kit”.

фиг.14 Модул за спускане AMS "Вега-2". Кредит: NSSDC

След Венера изследването на планетата е продължено от съветската AMS от серия Vega. Имаше две от тези устройства: Вега-1 и Вега-2, които с разлика от 6 дни изстреляха към Венера през 1984 г. Шест месеца по-късно превозните средства се приближиха до планетата, след което модулите за спускане се отделиха от тях, които, влезли в атмосферата, също се разделиха на модули за кацане и балонни сонди.

2 балонни сонди, след като напълниха черупките на парашутите си с хелий, дрейфаха на височина от около 54 км в различни полукълба на планетата и предаваха данни в продължение на два дни, прелетявайки път от около 12 хиляди км за това време. Средната скорост, с която сондите летяха по този път, беше 250 км/ч, което беше улеснено от мощното глобално въртене на атмосферата на Венера.

Данните от сондата показват наличието на много активни процеси в облачния слой, характеризиращ се с мощни възходящи и низходящи течения.

Когато сондата Вега-2 прелетя в района на Афродита над 5 км висок връх, тя удари въздушен джоб, падайки рязко с 1,5 км. И двете сонди регистрираха и мълнии.

Спускащите апарати изследваха облачния слой и химическия състав на атмосферата при спускане, след което, след като направиха меко кацане на равнината на Русалката, те започнаха да анализират почвата чрез измерване на рентгенови флуоресцентни спектри. И в двете точки, където кацнаха модулите, те откриха скали с относително ниско съдържание на естествени радиоактивни елементи.

През 1990 г., при извършване на гравитационни маневри, космическият кораб Galileo (Galileo) прелетя покрай Венера, от което беше направено изследване с инфрачервения спектрометър NIMS, в резултат на което се оказа, че при дължини на вълната 1,1, 1,18 и 1, 02 µm сигналът корелира с топографията на повърхността, тоест за съответните честоти има "прозорци", през които се вижда повърхността на планетата.

Фиг. 15 Зареждане на междупланетната станция Магелан в товарното отделение на космическия кораб Atlantis. Кредит: JPL

Година по-рано, на 4 май 1989 г., междупланетната станция на НАСА Магелан тръгва към планетата Венера, която, работейки до октомври 1994 г., получава снимки на почти цялата повърхност на планетата, извършвайки едновременно редица експерименти.

Проучването е проведено до септември 1992 г., обхващайки 98% от повърхността на планетата. Влизайки през август 1990 г. в удължена полярна орбита около Венера с височини от 295 до 8500 км и орбитален период от 195 минути, устройството картографира тясна ивица от 17 до 28 км широка и около 70 хиляди км дълга при всяко приближаване до планетата. Общо имаше 1800 такива ивици.

Тъй като Магелан многократно снима много области от различни ъгли, което дава възможност да се състави триизмерен модел на повърхността, както и да се изследват възможни промени в пейзажа. Стерео изображението е получено за 22% от повърхността на Венера. Освен това са съставени карта на височините на повърхността на Венера, получена с помощта на висотомер (висотомер) и карта на електрическата проводимост на нейните скали.

Според резултатите от изображенията, на които лесно се разграничават детайли с размери до 500 m, е установено, че повърхността на планетата Венера е заета предимно от хълмисти равнини и е сравнително млада по геоложки стандарти - около 800 милиона години . На повърхността има сравнително малко метеоритни кратери, но често се откриват следи от вулканична дейност.

От септември 1992 г. до май 1993 г. Магелан изучава гравитационното поле на Венера. През този период той не извършва повърхностен радар, а излъчва постоянен радиосигнал към Земята. Чрез промяна на честотата на сигнала беше възможно да се определят най-малките промени в скоростта на устройството (така наречения ефект на Доплер), което направи възможно идентифицирането на всички характеристики на гравитационното поле на планетата.

През май Магелан се впусна в първия си експеримент: практическо приложение на технологията за атмосферно спиране за усъвършенстване на получените по-рано знания за гравитационното поле на Венера. За да направите това, долната му точка на орбитата беше леко понижена, така че устройството да докосне горните слоеве на атмосферата и промени параметрите на орбитата без разход на гориво. През август орбитата на Магелан премина по височини от 180-540 км, с период на оборот от 94 минути. Въз основа на резултатите от всички измервания е съставена "гравитационна карта", покриваща 95% от повърхността на Венера.

Накрая през септември 1994 г. е проведен последният експеримент, чиято цел е изследване на горните слоеве на атмосферата. Слънчевите панели на апарата бяха разгърнати като перките на вятърна мелница и орбитата на Магелан беше спусната. Това даде възможност да се получи информация за поведението на молекулите в най-горните слоеве на атмосферата. На 11 октомври орбитата е спусната за последен път, а на 12 октомври при навлизане в плътните слоеве на атмосферата комуникацията с космическия кораб е загубена.

По време на своята работа Магелан направи няколко хиляди орбити около Венера, като направи снимки на планетата три пъти с помощта на радари със странично сканиране.

Фиг.16 Цилиндрична карта на повърхността на планетата Венера, съставена от изображения на междупланетната станция Магелан. Кредит: НАСА/JPL

След полета на Магелан, в продължение на дълги 11 години, в историята на изследването на Венера от космически кораби цари прекъсване. Програмата за междупланетни изследвания на Съветския съюз беше съкратена, американците преминаха към други планети, предимно към газовите гиганти: Юпитер и Сатурн. И едва на 9 ноември 2005 г. Европейската космическа агенция (ESA) изпрати на Венера космически кораб от ново поколение Venus Express, създаден на същата платформа като Mars Express, изстрелян 2 години по-рано.

фиг.17 Venus Express. Кредит: ESA

5 месеца след изстрелването, на 11 април 2006 г., апаратът пристига на планетата Венера, скоро навлиза в силно удължена елиптична орбита и се превръща в негов изкуствен спътник. В най-отдалечената точка на орбитата от центъра на планетата (апоцентър) Venus Express отиде на разстояние от 220 хиляди километра от Венера, а в най-близката точка (перицентър) премина на височина само 250 километра от повърхността на планетата.

Известно време по-късно, поради фини орбитални корекции, периапсисът на Venus Express беше спуснат още по-ниско, което позволи на устройството да навлезе в най-горните слоеве на атмосферата и поради аеродинамично триене отново и отново, леко, но сигурно, забавяне надолу по височината на апоапсиса. В резултат на това параметрите на орбитата, която стана циркумполярна, придобиха следните параметри: височината на апоцентъра - 66 000 километра, височината на перицентъра - 250 километра, орбиталния период на апарата в орбита - 24 часа.

Параметрите на почти полярната работна орбита на Venus Express не са избрани случайно: по този начин орбиталният период от 24 часа е удобен за редовна комуникация със Земята: приближавайки планетата, устройството събира научна информация и се отдалечава от нея , провежда 8-часова комуникационна сесия, предавайки до 250 MB информация. Друга важна характеристика на орбитата е нейната перпендикулярност на екватора на Венера, поради което устройството има способността да изследва в детайли полярните райони на планетата.

При навлизане в почти полярна орбита се случи злощастна неприятност на устройството: спектрометърът PFS, предназначен да изучава химическия състав на атмосферата, се провали или по-скоро беше изключен. Както се оказа, огледалото е заседнало, което е трябвало да превключи "изгледа" на устройството от референтния източник (на борда на сондата) към планетата. След редица опити за заобикаляне на повредата инженерите успяха да завъртят огледалото на 30 градуса, но това не беше достатъчно, за да работи устройството и в крайна сметка трябваше да бъде изключено.

На 12 април апаратът за първи път направи снимка на южния полюс на Венера, който не е бил сниман досега. Тези първи снимки, направени със спектрометъра VIRTIS от височина от 206 452 километра над повърхността, разкриха тъмна фуния, подобна на подобна формация над северния полюс на планетата.

фиг.18 Облаци над повърхността на Венера. Кредит: ESA

На 24 април камерата на VMC направи серия от изображения на облачната покривка на Венера в ултравиолетовия диапазон, което е свързано със значително - 50% - поглъщане на тази радиация в атмосферата на планетата. След свързване към координатната мрежа се получава мозаечно изображение, покриващо значителна площ от облаци. Анализът на това изображение разкри лентови структури с нисък контраст, резултат от силни ветрове.

Месец след пристигането - на 6 май в 23:49 московско време (19:49 UTC), Venus Express се премести в своята постоянна работна орбита с орбитален период от 18 часа.

На 29 май станцията проведе инфрачервено изследване на южната полярна област, разкривайки вихър с много неочаквана форма: с две „спокойни зони“, които са сложно свързани една с друга. След като проучиха изображението по-подробно, учените стигнаха до извода, че пред тях има 2 различни структури, разположени на различни височини. Колко стабилно е това атмосферно образувание, все още не е ясно.

На 29 юли VIRTIS направи 3 снимки на атмосферата на Венера, от които е направена мозайка, показваща нейната сложна структура. Снимките са направени с интервал от около 30 минути и вече забележимо не съвпадат по границите, което показва високата динамика на атмосферата на Венера, свързана с ураганни ветрове, духащи със скорост над 100 m/s.

Друг спектрометър, инсталиран на Venus Express, SPICAV, установи, че облаците в атмосферата на Венера могат да се издигнат до 90 километра под формата на гъста мъгла и до 105 километра, но вече под формата на по-прозрачна мъгла. Преди това други космически кораби са регистрирали облаци само до височина от 65 километра над повърхността.

Освен това, използвайки блока SOIR като част от спектрометъра SPICAV, учените откриха "тежка" вода в атмосферата на Венера, която включва атоми на тежкия водороден изотоп - деутерий. Обикновената вода в атмосферата на планетата е достатъчна, за да покрие цялата й повърхност с 3-сантиметров слой.

Между другото, знаейки процента на „тежка вода“ към обикновената вода, може да се оцени динамиката на водния баланс на Венера в миналото и настоящето. Въз основа на тези данни се предполагаше, че в миналото на планетата е могъл да съществува океан няколкостотин метра дълбок.

Друг важен научен инструмент, инсталиран на Venera Express, плазмения анализатор ASPERA, регистрира високата скорост на материята, напускаща атмосферата на Венера, и също така проследява траекториите на други частици, по-специално хелиеви йони, от слънчев произход.

"Венера Експрес" продължава да работи и досега, въпреки че прогнозната продължителност на мисията на апарата директно на планетата е 486 земни дни. Но мисията може да бъде удължена, ако ресурсите на станцията позволяват, за същия период от време, което очевидно се е случило.

В момента Русия вече разработва принципно нов космически кораб - междупланетната станция Venera-D, предназначена за детайлно изследване на атмосферата и повърхността на Венера. Както се очаква, станцията ще може да работи на повърхността на планетата в продължение на 30 дни, вероятно и повече.

От другата страна на океана – в САЩ, по поръчка на НАСА, Global Aerospace Corporation също наскоро започна да разработва проект за изследване на Венера с помощта на балон, т.нар. "Controlled Air Robot Explorer" или DARE.

Предполага се, че балонът DARE с диаметър 10 м ще лети в облачния слой на планетата на височина 55 км. Височината и посоката на полета на DARE ще се контролират от стратоплан, който прилича на малък самолет.

Гондола с телевизионни камери и няколко десетки малки сонди ще бъде разположена върху кабел под балона, който ще бъде пуснат на повърхността в зони от интерес за наблюдение и изследване на химическия състав на различни геоложки структури на повърхността на планетата. Тези зони ще бъдат избрани въз основа на подробно проучване на района.

Продължителността на мисията с балон е от шест месеца до една година.

Орбитално движение и въртене на Венера

фиг.19 Разстояние от земните планети до Слънцето. Кредит: Лунен и планетарен институт

Около Слънцето планетата Венера се движи по близка до кръгова орбита, наклонена към равнината на еклиптиката под ъгъл 3°23"39". Ексцентриситетът на орбитата на Венера е най-малкият в Слънчевата система и е само 0,0068 Следователно разстоянието от планетата до Слънцето винаги остава приблизително същото, възлизащо на 108,21 милиона км, но разстоянието между Венера и Земята варира и в широк диапазон: от 38 до 258 милиона км.

В своята орбита, разположена между орбитите на Меркурий и Земята, планетата Венера се движи със средна скорост от 34,99 km/s и звезден период от 224,7 земни дни.

Венера се върти около оста си много по-бавно, отколкото в орбита: Земята има време да се обърне 243 пъти, а Венера – само 1. Т.е. периодът на въртенето му около оста е 243,0183 земни дни.

Освен това това въртене не се случва от запад на изток, както при всички други планети, с изключение на Уран, а от изток на запад.

Обратното въртене на планетата Венера води до факта, че денят на нея продължава 58 земни дни, нощта продължава същото, а продължителността на венерианския ден е 116,8 земни дни, така че през венерианската година можете да видите само 2 изгреви и 2 залеза, като изгревът ще настъпи на запад, а залезът ще настъпи на изток.

Скоростта на въртене на твърдото тяло на Венера може да бъде надеждно определена само от радар, поради непрекъснатата облачна покривка, която скрива повърхността му от наблюдателя. Първото радарно отражение от Венера е получено през 1957 г. и отначало към Венера са изпратени радиоимпулси, за да се измери разстоянието за прецизиране на астрономическата единица.

През 80-те години на миналия век САЩ и СССР започват да изучават разпространението на отразения импулс по честота („спектърът на отразения импулс“) и забавянето във времето. Замъгляването по честота се обяснява с въртенето на планетата (ефект на Доплер), забавянето във времето – с различни разстояния до центъра и ръбовете на диска. Тези изследвания са проведени главно на дециметрови радиовълни.

В допълнение към факта, че въртенето на Венера е обърнато, тя има още една много интересна особеност. Ъгловата скорост на това въртене (2,99 10 -7 rad / sec) е точно такава, че по време на долната връзка Венера е обърната към Земята през цялото време с една и съща страна. Причините за тази последователност между въртенето на Венера и орбиталното движение на Земята все още не са ясни...

И накрая, да кажем, че наклонът на равнината на екватора на Венера към равнината на нейната орбита не надвишава 3 °, поради което сезонните промени на планетата са незначителни и изобщо няма сезони.

Вътрешната структура на планетата Венера

Средната плътност на Венера е една от най-високите в Слънчевата система: 5,24 g/cm 3 , което е само с 0,27 g по-малко от плътността на Земята. Масите и обемите на двете планети също са много сходни, с тази разлика, че тези параметри са малко по-големи за Земята: масата е 1,2 пъти, обемът е 1,15 пъти.

фиг.20 Вътрешната структура на планетата Венера. Кредит: НАСА

Въз основа на разглежданите параметри на двете планети можем да заключим, че вътрешната им структура е сходна. И наистина: Венера, подобно на Земята, се състои от 3 слоя: кора, мантия и ядро.

Най-горният слой е венерианската кора с дебелина около 16 км. Кората се състои от базалти, които имат ниска плътност - около 2,7 g / cm 3, и се образуват в резултат на изливането на лава върху повърхността на планетата. Вероятно това е причината венерианската кора да има сравнително малка геоложка възраст - около 500 милиона години. Според някои учени процесът на изливане на потоци лава върху повърхността на Венера протича с определена периодичност: първо, веществото в мантията, поради разпадането на радиоактивни елементи, се нагрява: конвективни потоци или струи разрушават планетата. кора, образуваща уникални повърхностни детайли - тесери. След като достигнат определена температура, потоците от лава си проправят път към повърхността, покривайки почти цялата планета със слой базалти. Базалтови изригвания се случват многократно и по време на периоди на затишие във вулканичната активност равнините на лава се разтягат поради охлаждане и след това се образуват пояси от венериански пукнатини и хребети. Преди около 500 милиона години процесите в горната мантия на Венера сякаш са затихнали, може би поради изчерпването на вътрешната топлина.

Под планетарната кора се намира вторият слой – мантията, която се простира на дълбочина около 3300 km до границата с желязното ядро. Очевидно мантията на Венера се състои от два слоя: твърда долна мантия и частично разтопена горна.

Ядрото на Венера, чиято маса е около една четвърт от цялата маса на планетата, а плътността - 14 g / cm 3 - е твърда или частично разтопена. Това предположение беше изложено на базата на изследване на магнитното поле на планетата, което просто не съществува. И ако няма магнитно поле, значи няма източник, който генерира това магнитно поле, т.е. в желязната сърцевина няма движение на заредени частици (конвективни потоци), следователно няма движение на материята в ядрото. Вярно е, че магнитното поле може да не се генерира поради бавното въртене на планетата ...

Повърхността на планетата Венера

Формата на планетата Венера е близка до сферична. По-точно, той може да бъде представен от триаксиален елипсоид, чиято полярна сгъстяване е с два порядъка по-малка от тази на Земята.

В екваториалната равнина полуосите на елипсоида на Венера са 6052,02 ± 0,1 km и 6050,99 ± 0,14 km. Полярната полуос е 6051,54±0,1 km. Познавайки тези размери, е възможно да се изчисли повърхността на Венера - 460 милиона км 2.

фиг.21 Сравнение на планетите от Слънчевата система. Кредит: уебсайт

Данните за размерите на твърдото тяло на Венера са получени с помощта на методи за радиосмущения и прецизирани с помощта на радиовисотомер и измервания на траекторията, когато планетата е в обсега на космически кораб.

Фиг.22 Регион Estla на Венера. В далечината се вижда висок вулкан. Кредит: НАСА/JPL

По-голямата част от повърхността на Венера е заета от равнини (до 85% от цялата площ на планетата), сред които преобладават гладки, леко усложнени от мрежа от тесни криволичещи леко наклонени хребети, базалтови равнини. Много по-малка площ от гладките е заета от лопатисти или хълмисти равнини (до 10% от повърхността на Венера). Те се характеризират с подобни на език издатини, като лобове, различаващи се по радио яркост, което може да се интерпретира като обширни лавови покрития от нисковискозни базалти, както и множество конуси и куполи с диаметър 5-10 km, понякога с кратери на върха . На Венера има и равнини, гъсто покрити с пукнатини или практически ненарушени от тектонски деформации.

сн.23 Архипелаг Ищар. Кредит: НАСА/JPL/USGS

Освен равнините на повърхността на Венера са открити три обширни издигнати области, които са кръстени на земните богини на любовта.

Една такава област, архипелагът Ищар, е обширен планински регион в северното полукълбо, сравним по размер с Австралия. В центъра на архипелага се намира платото Лакшми с вулканичен произход, което е два пъти по-голямо от земния Тибет. От запад платото е ограничено от планините Акни, от северозапад от планините Фрея, високи до 7 км, а от юг от нагънатите планини на Дану и издатини Веста и Ут, с общо намаление до 3 км или повече. Източната част на платото се „врязва“ в най-високата планинска система на Венера – планините Максуел, кръстени на английския физик Джеймс Максуел. Централната част на планинската верига се издига на 7 km, а отделни планински върхове, разположени в близост до нулевия меридиан (63 ° N и 2,5 ° E), се издигат до височини от 10,81-11,6 km, на 15 km над дълбокия венериански ров, който се намира близо до екватора.

Друга издигната зона - архипелагът на Афродита, простиращ се по екватора на Венера, е още по-голям по размер: 41 милиона km 2, въпреки че височините тук са по-ниски.

Тази огромна територия, разположена в екваториалната област на Венера и се простира на 18 хиляди км, обхваща дължини от 60° до 210°. Тя се простира от 10° с.ш. до 45°S повече от 5 хиляди км, а източният му край - районът на Атла - се простира до 30 ° северна ширина.

Третият издигнат регион на Венера е земята на Лада, която се намира в южното полукълбо на планетата и е срещу архипелага Ищар. Това е доста равна зона, средната височина на повърхността на която е близо 1 км, а максимумът (малко повече от 3 км) се достига в короната на Кетцалпетлатл с диаметър 780 км.

Фиг. 24 Tessera Ba "het. Кредит: НАСА / JPL

В допълнение към тези издигнати области, поради техния размер и височина, наречени „земи“, на повърхността на Венера се открояват други по-малко обширни. Такива, например, като тесери (от гръцки - плочки), които представляват хълмове или планини с размери от стотици до хиляди километри, чиято повърхност се пресича в различни посоки от системи от стъпаловидни хребети и окопи, които ги разделят, образувани от рояци тектонски разломи.

Хребетите или хребетите в рамките на тесерите могат да бъдат линейни и удължени: до много стотици километри. И те могат да бъдат остри или, обратно, заоблени, понякога с плоска горна повърхност, ограничена от вертикални первази, което наподобява комбинация от лентови грабени и хорстове в земни условия. Доста често хребетите приличат на набръчкан филм от замръзнало желе или кабелна лава от базалтите на Хавайските острови. Височината на билото може да бъде до 2 км, а первазите - до 1 км.

Окопите, разделящи хребетите, отиват далеч отвъд възвишенията, простиращи се на хиляди километри през обширните венериански равнини. По топография и морфология те са подобни на рифтовите зони на Земята и изглежда са от същото естество.

Образуването на самите тесери е свързано с многократни тектонски движения на горните слоеве на Венера, придружени от компресия, напрежение, разцепвания, повдигания и слягане на различни части от повърхността.

Това, трябва да се каже, са най-древните геоложки образувания на повърхността на планетата, поради което са получили подходящи имена: в чест на богините, свързани с времето и съдбата. Така голямо възвишение, простиращо се на 3000 км близо до северния полюс, се нарича тесерата на съдбата, на юг от нея е тесерата Laima, която носи името на латвийската богиня на щастието и съдбата.

Заедно със земи или континенти, тесерите заемат малко повече от 8,3% от територията на планетата, т.е. точно 10 пъти по-малка площ от равнините и вероятно са основата на значителна, ако не и цялата територия на равнините. Останалите 12% от територията на Венера са заети от 10 вида релеф: корони, тектонски разломи и каньони, вулканични куполи, "арахноиди", мистериозни канали (брази, линии), хребети, кратери, патери, кратери с тъмни параболи, хълмове. Нека разгледаме всеки един от тези елементи на релефа по-подробно.

Фиг.25 Короната е уникален релефен детайл на Венера. Кредит: НАСА/JPL

Короните, които наред с тесерите са уникални детайли от релефа на повърхността на Венера, представляват големи овални или кръгли вулканични вдлъбнатини с издигната централна част, заобиколени от валове, хребети и вдлъбнатини. Централната част на короните е заета от обширно междупланинско плато, от което се простират на пръстени планински вериги, често издигащи се над централната част на платото. Пръстеновидното рамкиране на короните обикновено е непълно.

Корони на планетата Венера, според резултатите от изследвания от космически кораб, са открити няколкостотин. Короните се различават помежду си по размер (от 100 до 1000 km), както и по възрастта на скалите, които ги съставят.

Короните са се образували, очевидно, в резултат на активни конвективни потоци в мантията на Венера. Около много от короните се наблюдават втвърдени потоци от лава, които се разминават встрани под формата на широки езици с изпъкнал външен ръб. Очевидно именно короните биха могли да служат като основни източници, чрез които разтопената материя от дълбините навлиза в повърхността на планетата, втвърдявайки се, образувайки огромни плоски зони, заемащи до 80% от територията на Венера. Имената на тези изобилни източници на разтопени скали са дадени от имената на богините на плодородието, реколтата, цветята.

Някои учени смятат, че короните се предшестват от друга специфична форма на венериански релеф - арахноиди. Арахноидите, които са получили името си поради приликата си с паяци, по форма наподобяват корони, но са по-малки. Ярките линии, простиращи се от техните центрове в продължение на много километри, може да съответстват на пукнатини в повърхността, възникнали при изригване на магмата от недрата на планетата. Общо са известни около 250 арахноиди.

В допълнение към тесерите, короните и арахноидите, образуването на тектонски разломи или ровове е свързано с ендогенни (вътрешни) процеси. Тектоничните разломи често се групират в дълги (до хиляди километри) пояси, които са много разпространени на повърхността на Венера и могат да бъдат свързани с други структурни форми на релефа, например с каньони, които по своята структура наподобяват земни континентални разломи. В някои случаи се наблюдава почти ортогонален (правоъгълен) модел на взаимно пресичащи се пукнатини.

Фиг. 27 Връх Маат. Кредит: JPL

Вулканите също са много разпространени на повърхността на Венера: има хиляди от тях. Освен това някои от тях достигат огромни размери: до 6 км височина и 500 км ширина. Но повечето от вулканите са много по-малки: само 2-3 км в диаметър и 100 м височина. По-голямата част от вулканите на Венера са изчезнали, но някои може да изригват в момента. Най-очевидният кандидат за активен вулкан е планината Маат.

На редица места по повърхността на Венера са открити мистериозни бразди и линии от стотици до няколко хиляди километра дълги и от 2 до 15 километра широки. Външно те приличат на речни долини и имат същите характеристики: меандроподобни извивки, дивергенция и сближаване на отделни "канали", а в редки случаи - нещо подобно на делта.

Най-дългият канал на планетата Венера е долината Балтис, дълъг около 7000 км с много постоянна (2-3 км) ширина.

Между другото, северната част на долината Балтис също беше открита на изображенията на спътниците Venera-15 и Venera-16, но разделителната способност на изображенията от онова време не беше достатъчно висока, за да се разграничат детайлите на тази формация, и той е картографиран като разширена пукнатина с неизвестен произход.

фиг.28 Канали на Венера в границите на земята на Лада. Кредит: НАСА/JPL

Произходът на венерианските долини или канали остава загадка, главно защото учените не знаят за течност, която може да прорязва повърхността на такива разстояния. Изчисленията, направени от учените, показват, че базалтовите лави, чиито следи са широко разпространени по цялата повърхност на планетата, няма да имат достатъчно топлинни резерви, за да текат непрекъснато и да топят веществото на базалтовите равнини, да прорязват канали в тях на хиляди километри. В крайна сметка такива канали са известни, например, на Луната, въпреки че дължината им е само десетки километри.

Следователно е вероятно течността, която прорязва базалтовите равнини на Венера в продължение на стотици и хиляди километри, да бъде прегрята коматиитна лава или дори по-екзотични течности като разтопени карбонати или разтопена сяра. До края произходът на долините на Венера е неизвестен ...

Освен долините, които представляват отрицателни форми на релефа, положителните форми на релефа са разпространени и в равнините на Венера – хребети, известни още като един от компонентите на специфичния тесерен релеф. Хребетите често се образуват в удължени (до 2000 km или повече) пояси с ширина няколко стотин километра. Ширината на отделно било е много по-малка: рядко до 10 km, а в равнините намалява до 1 km. Височините на хребетите са от 1,0-1,5 до 2 км, а ограничаващите ги первази са до 1 км. Светлите криволичещи хребети на фона на по-тъмно радиоизображение на равнините са най-характерният модел на повърхността на Венера и заемат ~ 70% от нейната площ.

Хребетите са много подобни на такива детайли от повърхността на Венера като хълмове, с тази разлика, че размерите им са по-малки.

Всички форми (или видове) на повърхностния релеф на Венера, описани по-горе, дължат своя произход на вътрешната енергия на планетата. На Венера има само три вида релеф, чийто произход е причинен от външни причини: кратери, патери и кратери с тъмни параболи.

За разлика от много други тела на Слънчевата система: земни планети, астероиди, на Венера са открити сравнително малко кратери от метеоритни удари, което е свързано с активна тектонска дейност, която е спряла преди 300-500 милиона години. Вулканичната активност протича много бързо, тъй като в противен случай броят на кратерите в по-старите и по-младите области би се различавал значително и тяхното разпределение в района не би било случайно.

Към днешна дата на повърхността на Венера са открити общо 967 кратера с диаметър от 2 до 275 км (близо до кратера Мийд). Кратерите са условно разделени на големи (над 30 км) и малки (по-малко от 30 км), които включват 80% от общия брой на всички кратери.

Плътността на ударните кратери на повърхността на Венера е много ниска: около 200 пъти по-малко, отколкото на Луната, и 100 пъти по-малко, отколкото на Марс, което съответства само на 2 кратера на 1 милион км 2 от повърхността на Венера.

Разглеждайки изображенията на повърхността на планетата, направени от апарата Магелан, учените успяха да видят някои аспекти на образуването на ударни кратери в условията на Венера. Около кратерите са открити светлинни лъчи и пръстени - скала, изхвърлена при експлозията. В много кратери част от изхвърлянето е течно вещество, което образува, обикновено насочени в една посока от кратера, обширни потоци с дължина десетки километри. Досега учените все още не са разбрали какъв вид течност е: прегрята ударна стопилка или суспензия от фино зърнесто твърдо вещество и капчици на стопилка, суспендирани в атмосферата близо до повърхността.

Няколко венериански кратера са наводнени с лава от съседните равнини, но по-голямата част от тях имат много отчетлив вид, което показва слаба интензивност на процесите на материална ерозия на повърхността на Венера.

Подът на повечето кратери на Венера е тъмен, което показва гладка повърхност.

Друг често срещан тип терен са кратери с тъмни параболи, а основната площ е заета от тъмни (в радиоизображението) параболи, чиято обща площ е почти 6% от цялата повърхност на Венера. Цветът на параболите се дължи на факта, че те са съставени от покритие от финозърнест материал с дебелина до 1-2 m, образуван поради емисии от ударни кратери. Възможно е също този материал да е преработен чрез еолиеви процеси, които доминират в редица региони на Венера, оставяйки много километри ивичест еолиев релеф.

Патерите са подобни на кратери и кратери с тъмни параболи - кратери с неправилна форма или сложни кратери с изпъкнали ръбове.

Всички тези данни са събрани, когато планетата Венера е била в обсега на космически кораби (съветски, серии Venera и американски, Mariner и Pioneer-Venus).

И така, през октомври 1975 г. спускащите се апарати Venera-9 и Venera-10 извършиха меко кацане на повърхността на планетата и предадоха изображения на мястото на кацане на Земята. Това бяха първите снимки в света, предадени от повърхността на друга планета. Изображението е получено във видими лъчи с помощта на телефотометър - система, която по принцип на действие наподобява механичен телевизор.

Освен заснемането на повърхността на AMS Venera-8, Venera-9 и Venera-10, те измерват плътността на повърхностните скали и съдържанието на естествени радиоактивни елементи в тях.

В местата за кацане на Венера-9 и Венера-10 плътността на повърхностните скали беше близо до 2,8 g/cm магмени скали от земната кора...

През 1978 г. стартира американският апарат Pioneer-Venus, резултатът от който е топографска карта, създадена на базата на радарно проучване.

И накрая, през 1983 г. космическите кораби Венера-15 и Венера-16 влязоха в орбита около Венера. С помощта на радар те картографираха северното полукълбо на планетата до 30° паралел в мащаб 1:5 000 000 и за първи път откриха такива уникални характеристики на повърхността на Венера като тесерите и короните.

Още по-подробни карти на цялата повърхност с детайли с размери до 120 м са получени през 1990 г. от кораба Магелан. Компютрите превърнаха радарната информация в изображения, подобни на снимки, показващи вулкани, планини и други детайли от пейзажа.

Фиг. 30 Топографска карта на Венера, съставена от изображения на междупланетната станция Магелан. Кредит: НАСА

Според решението на Международния астрономически съюз на картата на Венера - само женски имена, тъй като тя самата, единствената планета, носи женско име. Има само 3 изключения от това правило: планините Максуел, Алфа и Бета регионите.

Наименованията на детайлите от релефа му, които са взети от митологиите на различни народи по света, се присвояват по установения ред. Като този:

Хълмовете са кръстени на богини, титаниди, великанки. Например районът на Улфрун, кръстен на една от деветте великанки в скандинавските митове.

Низините - героините на митовете. В чест на една от тези героини от древногръцката митология е наречена най-дълбоката низина на Аталанта, която се намира в северните ширини на Венера.

Браздите и линиите са кръстени на женски войнствени митологични герои.

Корони в чест на богините на плодородието, земеделието. Въпреки че най-известният от тях – короната на Павлова с диаметър около 350 км, е кръстен на руска балерина.

Хребетите са кръстени на богините на небето, женски митологични персонажи, свързани с небето, светлината. Така покрай една от равнините се простираха хребетите на Вещицата. А равнината Берегини от северозапад на югоизток се пресича от хребетите на Хера.

Земите и платата носят имената на богините на любовта и красотата. И така, един от континентите (земите) на Венера се нарича земята на Ищар и е високопланински регион с обширно плато Лакшми от вулканичен произход.

Каньоните на Венера са кръстени на митологични фигури, свързани с гората, лова или Луната (подобно на римската Артемида).

Планинската зона в северното полукълбо на планетата е пресечена от дългия каньон на Баба Яга. В рамките на регионите Бета и Фийби се откроява каньонът Девана. А от района на Темида до земята на Афродита, най-голямата венерианска кариера Парнге се простира на повече от 10 хиляди км.

Големите кратери са кръстени на известни жени. Малките кратери са просто обикновени женски имена. И така, на високопланинното плато Лакшми можете да намерите малки кратери Берта, Людмила и Тамара, разположени на юг от планините Фрея и на изток от големия кратер Осипенко. Близо до короната на Нефертити се намира кратерът Потанин, кръстен на руския изследовател на Централна Азия, а до него е кратерът Войнич (английски писател, автор на романа „Гадфлай“). А най-големият кратер на планетата е кръстен на американския етнограф и антрополог Маргарет Мийд.

Патерите се наричат ​​по същия принцип като големите кратери, т.е. по имената на известни жени. Пример: Отец Салфо.

Равнините са кръстени на героините от различни митове. Например равнините на Снежната девойка и Баба Яга. Около Северния полюс се простира равнината Лухи - господарката на Севера в карелските и финландските митове.

Тесерите са кръстени на богините на съдбата, щастието, късмета. Например, най-големият от венерианските тесери се нарича Телуриански тесери.

Первази - в чест на богините на огнището: Веста, Ут и др.

Трябва да кажа, че планетата е водеща по брой на назованите части сред всички планетарни тела. На Венера и най-голямото разнообразие от имена за техния произход. Ето имената от митовете на 192 различни националности и етнически групи от всички континенти на света. Освен това имената са разпръснати по цялата планета, без да се образуват „национални региони“.

И в заключение на описанието на повърхността на Венера, даваме кратка структура на съвременната карта на планетата.

Още в средата на 60-те меридианът е приет като нулев меридиан (съответства на земния Гринуич меридиан) на картата на Венера, преминаващ през центъра на ярка (на радарни изображения) заоблена зона с диаметър 2 хиляди км , разположен в южното полукълбо на планетата и наречен Алфа регион с началната буква на гръцката азбука. По-късно, с увеличаване на разделителната способност на тези изображения, позицията на главния меридиан се измества с около 400 km поради факта, че преминава през малко светло петно ​​в центъра на голяма пръстеновидна структура с диаметър 330 km, наречена Ева. След създаването на първите обширни карти на Венера през 1984 г. беше установено, че точно на нулевия меридиан, в северното полукълбо на планетата, има малък кратер с диаметър 28 км. Кратерът е наречен Ариадна, на името на героинята от гръцкия мит и е много по-удобен като ориентир.

Нулевият меридиан, заедно с меридиана от 180°, разделя повърхността на Венера на 2 полукълба: източно и западно.

Атмосферата на Венера. Физически условия на планетата Венера

Над безжизнената повърхност на Венера се намира уникална атмосфера, най-плътната в Слънчевата система, открита през 1761 г. от M.V. Ломоносов, който наблюдава преминаването на планетата през слънчевия диск.

Фиг. 31 Венера, покрита с облаци. Кредит: НАСА

Атмосферата на Венера е толкова плътна, че е абсолютно невъзможно да се видят каквито и да било детайли на повърхността на планетата през нея. Поради това дълго време много изследователи вярваха, че условията на Венера са близки до тези на Земята през карбона и следователно там живее и подобна фауна. Изследванията, проведени с помощта на спускащи се превозни средства на междупланетни станции, обаче показаха, че климатът на Венера и климатът на Земята са две големи разлики и няма нищо общо между тях. Така че, ако температурата на долния въздушен слой на Земята рядко надвишава +57°C, то на Венера температурата на приземния въздушен слой достига 480°C, а дневните й колебания са незначителни.

Значителни разлики се наблюдават и в състава на атмосферите на двете планети. Ако в земната атмосфера преобладаващият газ е азотът, с достатъчно съдържание на кислород, незначително съдържание на въглероден диоксид и други газове, то в атмосферата на Венера ситуацията е точно обратната. Преобладаващият дял в атмосферата е въглероден диоксид (~97%) и азот (около 3%), с малки добавки на водна пара (0,05%), кислород (хилядни от процента), аргон, неон, хелий и криптон. В много малки количества има и примеси SO, SO 2, H 2 S, CO, HCl, HF, CH 4, NH 3.

Налягането и плътността на атмосферите на двете планети също се различават значително. Например, атмосферното налягане на Венера е около 93 атмосфери (93 пъти по-голямо, отколкото на Земята), а плътността на атмосферата на Венера е почти два порядъка по-висока от плътността на земната атмосфера и само 10 пъти по-малка от плътността от вода. Такава висока плътност не може да не повлияе на общата маса на атмосферата, която е приблизително 93 пъти по-голяма от масата на земната атмосфера.

Както сега вярват много астрономи; висока повърхностна температура, високо атмосферно налягане и високо относително съдържание на въглероден диоксид са очевидно свързани фактори. Високата температура насърчава превръщането на карбонатните скали в силикат, с отделянето на CO 2 . На Земята CO 2 се свързва и преминава в седиментни скали в резултат на действието на биосферата, която липсва на Венера. От друга страна, високото съдържание на CO 2 допринася за нагряването на повърхността на Венера и долните слоеве на атмосферата, което е установено от американския учен Карл Сейгън.

Всъщност газообразната обвивка на планетата Венера е гигантска оранжерия. Той е в състояние да пропуска слънчева топлина, но не я изпуска, като същевременно поглъща радиацията на самата планета. Абсорберите са въглероден диоксид и водна пара. Парниковият ефект се проявява и в атмосферите на други планети. Но ако в атмосферата на Марс той повишава средната температура близо до повърхността с 9°, в атмосферата на Земята - с 35°, то в атмосферата на Венера този ефект достига 400 градуса!

Някои учени смятат, че преди 4 милиарда години атмосферата на Венера е била по-скоро атмосферата на Земята с течна вода на повърхността и именно изпарението на тази вода е причинило неконтролирания парников ефект, който се наблюдава и днес...

Атмосферата на Венера се състои от няколко слоя, които се различават значително по плътност, температура и налягане: тропосфера, мезосфера, термосфера и екзосфера.

Тропосферата е най-ниският и плътен слой на атмосферата на Венера. Съдържа 99% от масата на цялата атмосфера на Венера, от които 90% - до височина от 28 км.

Температурата и налягането в тропосферата намаляват с височината, достигайки на височини, близки до 50-54 km, стойности от +20° +37°C и налягане от само 1 атмосфера. При такива условия водата може да съществува в течна форма (под формата на малки капчици), която заедно с оптималната температура и налягане, подобни на тези близо до земната повърхност, създава благоприятни условия за живот.

Горната граница на тропосферата се намира на височина от 65 км. над повърхността на планетата, отделяйки се от слоя над - мезосферата - тропопауза. Тук преобладават ураганните ветрове със скорости от 150 m/s и по-високи, срещу 1 m/s близо до повърхността.

Ветровете в атмосферата на Венера се създават чрез конвекция: горещият въздух над екватора се издига и се разпространява към полюсите. Тази глобална ротация се нарича ротация на Хадли.

фиг.32 Полярен вихър близо до южния полюс на Венера. Кредит: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA/Univ. от Оксфорд

На ширини, близки до 60°, въртенето на Хадли спира: горещият въздух се спуска и започва да се движи обратно към екватора, което се улеснява от високата концентрация на въглероден окис в тези места. Въртенето на атмосферата обаче не спира дори на север от 60-те ширини: тук т.нар. "полярни яки". Характеризират се с ниски температури, високо положение на облаците (до 72 км.).

Съществуването им е следствие от рязко покачване на въздуха, в резултат на което се наблюдава адиабатно охлаждане.

Около самите полюси на планетата, оградени от "полярни яки", полярните вихри действат в гигантски мащаби, четири пъти по-големи от техните земни събратя. Всеки вихър има две очи – центрове на въртене, които се наричат ​​полярни диполи. Вихърите се въртят с период от около 3 дни по посока на общото въртене на атмосферата, а скоростите на вятъра варират от 35-50 m/s в близост до външните им краища до нула при полюсите.

Полярните вихри, както смятат астрономите днес, са антициклони с низходящи въздушни течения в центъра и рязко издигащи се близо до полярните яки. Подобно на полярните вихри на Венера, структурите на Земята са зимни полярни антициклони, особено този, който се образува над Антарктида.

Мезосферата на Венера се простира на височини от 65 до 120 km и може да бъде разделена на 2 слоя: първият лежи на височина 62-73 km, има постоянна температура и е горната граница на облаците; вторият е на височина между 73-95 км, температурата тук спада с височината, достигайки минимума си при горната граница от -108°C. Над 95 км над повърхността на Венера започва мезопаузата - границата между мезосферата и лежащата отгоре термосфера. В рамките на мезопаузата температурата се повишава с височината, достигайки +27° +127°C от дневната страна на Венера. От нощната страна на Венера, в рамките на мезопаузата, настъпва значително охлаждане и температурата пада до -173°C. Този регион, най-студеният на Венера, понякога дори се нарича криосфера.

На надморска височина над 120 km лежи термосферата, която се простира до височина 220-350 km, до границата с екзосферата - областта, където леките газове напускат атмосферата и има предимно само водород. Екзосферата завършва, а с нея и атмосферата, на височина ~5500 km, където температурата достига 600-800 K.

В рамките на мезо- и термосферата на Венера, както и в долната тропосфера, въздушната маса се върти. Вярно е, че движението на въздушната маса не става в посока от екватора към полюсите, а в посока от дневната страна на Венера към нощната страна. От дневната страна на планетата настъпва мощно издигане на топъл въздух, който се разпространява на височини от 90-150 км, като се движи към нощната страна на планетата, където нагрятият въздух рязко пада надолу, което води до адиабатично нагряване на въздуха . Температурата в този слой е само -43°C, което е с цели 130° по-високо, отколкото обикновено от нощната страна на мезосферата.

Данните за характеристиките и състава на атмосферата на Венера са получени и от AMS от серия Venus с поредни номера 4, 5 и 6. Venera 9 и 10 изясняват съдържанието на водни пари в дълбоките слоеве на атмосферата, установявайки, че максималната водна пара се съдържа на височини от 50 km , където е сто пъти по-голяма от тази на твърда повърхност, а делът на парата се доближава до един процент.

В допълнение към изследването на състава на атмосферата, междупланетните станции Венера-4, 7, 8, 9, 10 измерваха налягането, температурата и плътността в долните слоеве на атмосферата на Венера. В резултат на това беше установено, че температурата на повърхността на Венера е около 750 ° K (480 ° C), а налягането е близо до 100 атм.

Спускащите се апарати Венера-9 и Венера-10 също получиха информация относно структурата на облачния слой. И така, на височини от 70 до 105 км има разредена стратосферна мъгла. Отдолу, на височина от 50 до 65 km (рядко до 90 km), се намира най-плътният облачен слой, който по своите оптични свойства е по-близо до разредената мъгла, отколкото до облаците в земния смисъл на думата. Обхватът на видимост тук достига няколко километра.

Под основния облачен слой - на височини от 50 до 35 km, плътността пада няколко пъти, а атмосферата отслабва слънчевата радиация главно поради разсейването на Релей в CO 2 .

Подоблачната мъгла се появява само през нощта, като се разпространява до ниво от 37 км - до полунощ и до 30 км - до зазоряване. До обяд тази мъгла се разсейва.

фиг.33 Светкавица в атмосферата на Венера. Кредит: ESA

Цветът на облаците на Венера е оранжево-жълт, поради значителното съдържание на CO 2 в атмосферата на планетата, чиито големи молекули разпръскват тази част от слънчевата светлина, и състава на самите облаци, състоящ се от 75 -80 процента сярна киселина (може би дори серен флуорид) с примеси на солна и флуороводородна киселина. Съставът на облаците на Венера е открит през 1972 г. от американските изследователи Луиз и Андрю Йънг, както и Годфри Сил, независимо един от друг.

Проучванията показват, че киселината във венерианските облаци се образува по химичен път от серен диоксид (SO 2 ), който може да бъде източници на повърхностни скали, съдържащи сяра (пирити) и вулканични изригвания. Вулканите също се проявяват по друг начин: техните изригвания генерират мощни електрически разряди - истински гръмотевични бури в атмосферата на Венера, които многократно са записани от инструментите на станциите от серията Венера. Освен това гръмотевичните бури на планетата Венера са много силни: светкавиците удрят с 2 порядъка по-често, отколкото в земната атмосфера. Това явление се нарича "Електрическият дракон на Венера".

Облаците са много ярки, отразяват 76% от светлината (това е сравнимо с отразяващата способност на купести облаци в атмосферата и полярните ледени шапки на земната повърхност). С други думи, повече от три четвърти от слънчевата радиация се отразява от облаците и само по-малко от една четвърт преминава надолу.

Температура на облачността - от +10° до -40°C.

Облачният слой се движи бързо от изток на запад, правейки един оборот около планетата за 4 земни дни (според наблюденията на Mariner-10).

Магнитно поле на Венера. Магнитосферата на планетата Венера

Магнитното поле на Венера е незначително – нейният магнитен диполен момент е по-малък от този на Земята с поне пет порядъка. Причините за такова слабо магнитно поле са: бавното въртене на планетата около оста си, ниският вискозитет на планетарното ядро, може да има и други причини. Въпреки това, в резултат на взаимодействието на междупланетното магнитно поле с йоносферата на Венера, в последната се създават магнитни полета с малък интензитет (15-20 nT), хаотично разположени и нестабилни. Това е така наречената индуцирана магнитосфера на Венера, която има лъков удар, магнитна обвивка, магнитопауза и магнитоопашка.

Ударната вълна на носа се намира на височини от 1900 km над повърхността на планетата Венера. Това разстояние е измерено през 2007 г. по време на минимума на слънчевата активност. При максимална слънчева активност височината на ударната вълна се увеличава.

Магнитопаузата се намира на височина от 300 km, което е малко по-високо от йонопаузата. Между тях има магнитна бариера - рязко увеличаване на магнитното поле (до 40 T), което предотвратява проникването на слънчева плазма в дълбините на атмосферата на Венера, поне при минимум слънчева активност. В горните слоеве на атмосферата значителни загуби на йони O+, H+ и OH+ са свързани с дейността на слънчевия вятър. Дължината на магнитопаузата е до десет радиуса на планетата. Същото магнитно поле на Венера, или по-скоро нейната опашка, се простира до няколко десетки диаметри на Венера.

Йоносферата на планетата, с която се свързва наличието на магнитното поле на Венера, възниква под влияние на значителни приливни влияния поради относителната близост до Слънцето, поради което се образува електрическо поле над повърхността на Венера, силата на която може да бъде два пъти по-голяма от силата на "полето на ясното време", наблюдавано над земната повърхност. Йоносферата на Венера се намира на височини 120-300 km и се състои от три слоя: между 120-130 km, между 140-160 km и между 200-250 km. На височини близо до 180 km може да има допълнителен слой. Максималният брой електрони на единица обем - 3×10 11 m -3 е открит във 2-ри слой близо до точката на слънчогледа.

Венера се приближава по-близо до Земята от всяка друга планета. Но плътната, облачна атмосфера не ви позволява да видите директно нейната повърхност. Радарни изображения показват много голямо разнообразие от кратери, вулкани и планини.
Повърхностните температури са достатъчно горещи, за да стопят олово, а тази планета може би някога е имала обширни океани.

Венера е втората планета от Слънцето, която има почти кръгова орбита, която заобикаля за 225 земни дни на разстояние 108 милиона км от Слънцето. Въртенето около оста на Венера отнема 243 земни дни - максималното време сред всички планети. Венера се върти около оста си в обратна посока, тоест в посока, обратна на своята орбита. Това бавно и обратно въртене означава, че гледано от Венера Слънцето изгрява и залязва само два пъти годишно, тъй като венерианските дни са равни на 117 от нашите. Венера се приближава до Земята на разстояние от 45 милиона км - по-близо от всяка друга планета.

Венера е само малко по-малка от Земята и има почти същата маса. Поради тези причини Венера понякога се нарича близнак или сестра на Земята. Повърхността и атмосферата на тези две планети обаче са напълно различни. Земята има реки, езера, океани и атмосферата, която дишаме. Венера е гореща планета с плътна атмосфера, която би била фатална за хората.

Преди началото на космическата ера астрономите знаеха много малко за Венера. Плътните облаци им пречеха да видят повърхността през телескопи. Космическият кораб успя да премине през атмосферата на Венера, която се състои главно от въглероден диоксид с примеси от азот и кислород. Бледожълтите облаци в атмосферата съдържат капчици сярна киселина, които падат на повърхността като киселинен дъжд.

Намирането на Венера в небето е по-лесно от всяка друга планета. Неговите плътни облаци перфектно отразяват слънчевата светлина, правейки планетата ярка. Тъй като орбитата на Венера е по-близо до Слънцето, отколкото на Земята, Венера никога не се отдалечава от Слънцето в нашето небе. На всеки седем месеца, в продължение на няколко седмици, Венера е най-яркият обект на западното небе вечер. Нарича се "вечерната звезда". През тези периоди изрязаният блясък на Венера е 20 пъти по-голям от блясъка на Сириус, най-ярката звезда на северното небе. Три месеца и половина по-късно Венера изгрява три часа преди Слънцето, превръщайки се в брилянтната „сутрешна звезда“ на източното небе.

Можете да наблюдавате Венера около час след залез или час преди изгрев. Ъгълът между Венера и Слънцето никога не надвишава 47°. За две-три седмици близо до тези точки Венера не може да бъде пропусната, освен ако небето е ясно. Ако за първи път видите Венера в небето преди зазоряване в периода на най-голямо западно удължаване, ще можете да я различите по-късно, дори след изгрев слънце, тя е толкова ярка. Ако използвате бинокъл или телескоп, вземете необходимите предпазни мерки, така че Слънцето случайно да не влезе в полезрението ви.

Лесно е да се види, че Венера, подобно на Лупе, има фази. В точките на най-голямо удължение планетата изглежда като малка луна във фаза на половин диск. С приближаването на Венера към Земята видимият й размер се увеличава леко всеки ден, а формата й постепенно се променя до тесен полумесец. Но поради плътните облаци не се виждат никакви особености на повърхността на планетата.

Транзит на Венера през диска на Слънцето

Много рядко Венера преминава точно между Земята и Слънцето. Тези пасажи са използвани през 18 век. за определяне на размера на слънчевата система. Отбелязвайки разликата във времето между началото и края на пасажа, когато се наблюдава от различни точки на Земята, астрономите изчислиха разстоянието между Земята и Венера. Третото пътуване на капитан Кук в търсене на откритие (1776-1779) включва наблюдение на пасажа. След това Венера ще пресече слънчевия диск през 2004 г.

Фази на Венера

Галилей е първият, който наблюдава фазите на Венера през 1610 г. От приликата с фазите на Луната той стига до извода, че орбитата на Венера е по-близо до Слънцето, отколкото орбитата на Земята. Неговите наблюдения на Венера доказаха, че Слънцето е в центъра на нашата слънчева система. Като наблюдавате фазите на Венера веднъж на няколко дни в продължение на около месец, можете да изчислите дали тази планета се приближава към нас или се отдалечава от нас.

горещ свят

Атмосферата на Венера е изключително гореща и суха. Температурата на повърхността достига своя максимум при около 480°C. Атмосферата на Венера съдържа 105 пъти повече газ от атмосферата на Земята. Налягането на тази атмосфера близо до повърхността е много високо, 95 пъти по-високо от това на Земята. Космическите кораби трябва да бъдат проектирани така, че да издържат на смазващата, смазваща сила на атмосферата. През 1970 г. първият космически кораб, който кацна на Венера, можеше да издържи на жегата само за около един час, достатъчно дълго, за да изпрати обратно данни за повърхностните условия на Земята. Руският самолет, който кацна на Венера през 1982 г., също изпрати цветни снимки на остри скали на Земята.

Поради парниковия ефект на Венера е страшно горещо. Атмосферата, която представлява по-плътен слой от въглероден диоксид, задържа топлината, която идва от слънцето. В резултат на това се натрупва такова количество топлинна енергия, че температурата на атмосферата е много по-висока, отколкото във фурната.

На Земята, където количеството въглероден диоксид и атмосферата са малко, естественият парников ефект повишава глобалната температура с 30 "C. А на Венера парниковият ефект повишава температурата с още 400". Изучавайки физическите последици от най-силния парников ефект върху Венера, можем да си представим резултатите, че натрупването на излишна топлина на Земята, причинено от нарастващата концентрация на въглероден диоксид в атмосферата поради изгарянето на изкопаеми горива - въглища и нефт, може да доведе до.

Венера и Земята в древни времена

Преди 4,5 милиарда години, когато Земята се е образувала за първи път, тя също е имала много гъста атмосфера от въглероден диоксид - точно като Венера. Този газ обаче се разтваря във вода. Земята не беше толкова гореща като Венера, защото е по-далеч от Слънцето; в резултат на това дъждовете измиват въглеродния диоксид от атмосферата и го изпращат в океаните. От черупките и костите на морски животни възникват скали като тебешир и варовик, които включват въглерод и кислород. Освен това въглеродният диоксид е извлечен от атмосферата на нашата планета и по време на образуването на въглища и нефт. В атмосферата на Венера няма много огнище. И поради парниковия ефект, температурата на атмосферата надвишава точката на кипене на водата до височина от около 50 км. Венера може би някога е имала океани, но ако е имало, те отдавна са се изпарили.

Повърхността на Венера

За да изследват природата на повърхността на Венера под дебел слой облаци, астрономите използват както междупланетни кораби, така и радиовълни. Повече от 20 американски и руски космически кораба вече са се отправили към Венера, повече от всяка друга планета. Първият руски кораб беше смазан от атмосферата. Въпреки това, в края на 70-те и началото на 1980-те години, са направени първите снимки, на които се виждат образувания от твърди скали - остри, полегати, ронливи, дребни трохи и прах. - чийто химичен състав беше подобен на вулканичните скали на Земята.

През 1961 г. учените изпращат радиовълни към Венера и получават отразен сигнал на Земята, измервайки скоростта на въртене на планетата около оста си. През 1983 г. космическите кораби Veiera-15 и Venera-16 влизат в орбита около Венера.

С помощта на радар те изграждат карта на северното полукълбо на планетата до паралел 30". Още по-подробни карти на цялата повърхност с детайли до 120 м размери са получени през 1990 г. от космическия кораб Магелан. С помощта на компютри , радарната информация беше превърната в изображения, подобни на снимки, където се виждат вулкани, планини и други детайли от пейзажа.

ударни кратери

Магелан предава на Земята красиви изображения на огромните венериански кратери. Те са възникнали в резултат на удари на гигантски метеорити, които пробиха атмосферата на Венера до нейната повърхност. Такива сблъсъци освободиха течната лава, съдържаща се в планетата. Някои метеорити избухнаха в долната атмосфера, създавайки ударни вълни, които образуваха тъмни кръгли кратери. Метеоритите, преминаващи през атмосферата, летят със скорост около 60 000 км/ч. Когато такъв метеорит удари повърхността, твърдата скала моментално се превръща в гореща пара, оставяйки кратер в земята. Понякога лавата след такъв удар намира своя път нагоре и изтича от кратера.

Вулкани и лава

Повърхността на Впори е покрита със стотици хиляди вулкани. Има няколко много големи: 3 км високи и 500 км широки. Но повечето от вулканите са с диаметър 2-3 км и височина около 100 м. Изливането на лава върху Венера отнема много повече време, отколкото на Земята. Венера е твърде гореща за лед, дъжд или бури, така че няма значително изветряне. Това означава, че вулканите и кратерите не са се променили много, откакто са се образували преди милиони години. На снимките на Венера, направени от Магелан, виждаме толкова древен пейзаж, който няма да видите на Земята - и въпреки това е по-млад, отколкото на много други планети и лупи.

Очевидно Венера е покрита с твърди скали. Гореща лава циркулира под тях, причинявайки напрежение в блатистия повърхностен слой. Лавата непрекъснато изригва от дупки и пукнатини в твърда скала. Освен това вулканите през цялото време отделят потоци от малки капчици сярна киселина. На места гъста лава, постепенно изтичаща, се натрупва под формата на огромни локви с ширина до 25 км. На други места огромни мехурчета от лапи образуват куполи на повърхността, които след това падат.

На Земята не е лесно за геолозите да открият историка) на нашата планета, защото подът е постоянно ерозиран от вятър и дъжд. Венера представлява голям интерес за учените поради причината, че повърхността й е подобна на древните фосилни слоеве. Детайлите от неговия пейзаж, открити от Магелан, са на стотици милиони години.

Вулканите и потоците от лава са запазени в непроменен трион на тази суха планета, чийто свят е най-близък до нашия.

Как да намерим "сутрешната звезда"

Планетата се върти по-близо до Слънцето, отколкото Земята, така че обяснете как да намерите Венера в небето? Това е доста лесно. Винаги ще бъде достатъчно близо до Слънцето.

Венера се върти около Слънцето по-бързо от Земята, така че ще се появи на небето на запад вечер или преди изгрев на изток.

Как да хванем утринната звезда

За да определите точно местоположението на Венера, можете да използвате програми - планетариуми, които ви позволяват да знаете местоположението й много точно. Има няколко неща, които трябва да имате предвид, когато наблюдавате. Първо, трябва да вземете предвид, че има равнина на еклиптиката.

Ако проследите пътя на звездата през небето, линията на нейното движение се нарича еклиптика.

Еклиптиката се променя леко през годината. Всъщност се издига и пада. Най-високата точка настъпва в деня на лятното слънцестоене, а най-ниската точка настъпва шест месеца по-късно, в деня на зимното слънцестоене. Следователно позицията на обектите на наблюдение винаги ще се променя в зависимост от сезона.

Видимото движение на обекти в небето, поради въртенето на Земята, е 15 градуса на час.

Венера не се вижда срещу слънчева светлина, докато не е на 5 градуса от Слънцето, така че не може да се наблюдава 20 минути след залез или преди изгрев.

При най-голямото си източно и западно удължение той се движи от 45 до 47 градуса от Слънцето и се движи с 3 часа 8 минути напред или зад него.

Сега знаете как да намерите планета в небето и имате нужда от телескоп, за да видите нещо повече от ярка звезда в небето. В допълнение, планетарен филтър и телескоп за автоматично проследяване са в ред, за да можете да съсредоточите цялото си внимание върху наблюдението.

Успех в търсенето на утринната звезда.

	· · · ·

Говори се, че Наполеон бил доста раздразнен и ядосан, когато един следобед, по време на пътуването му до Люксембургския дворец, публиката вече не гледала към него, а към звезда, сияеща ярко на дневното небе. Тази прекрасна "звезда" беше планета Венера.

Това наистина се случва. Известно е, че през 1750 г., а също и в Париж, Венера е била видима на дневното небе, което доведе жителите на града и околностите в удивление и страх. През 1799 г. генерал Бонапарт, връщайки се от завладяването на Италия, също вижда удивителен небесен диамант над главата си. Може би тогава той вярваше в „своята звезда“.

В „Популярна астрономия“ на Камил Фламарион се казва, че в древни времена Еней, завръщайки се от Троя, е видял Венера да свети в зенита си през деня.

А ето какво пише друг френски астроном Франсоа Араго в книгата „Обществена астрономия“: „... През 1716 г. лондонската тълпа обмисля появата на Венераден за нещо прекрасно. Това даде на Халей причина да изчисли позициите, в които планетата се появява в най-големия си обем..."

Условия за видимост за Венера

Но наистина какви са условията за видимост на Венера? Особено през деня? Най-добрата видимост - вечер или сутрин - когато Венера е вътре. За Венера максималната стойност е 48° (в редки случаи 52°). Въпреки това, не при всяко удължение Венера се вижда достатъчно добре на небето. Най-добра вечерна видимост е през февруари, март, април. Сутрешната видимост по време на западното удължение е най-добра през есента: през август, септември, октомври. Именно по това време на годината се случва да се наблюдава през деня.

„... Тогава ще се появи знамение на небето, звездата е ярка, стои над църквата, свети цял ден ...“ - четем например в Псковската хроника. Това беше Венера на 25 август 1331 г. На тази дата тя беше в западна елонгация, тоест беше утринна звезда и яркостта й се приближаваше до максимално възможния.

Венера е най-ярката си приблизително 36 дни преди и 36 дни след долния съвпад. При максимална яркост видимата звездна величина на Венера достига минус 4,6 m и повече.

Това се случва от ярката Венера обектите на Земята дават сянка.

От деветте планети в Слънчевата система, Най-голямото албедо на Венера(отражателна способност) - 0,77, което вероятно се дължи на атмосферата на въглероден диоксид на планетата. Но Венера също получава около два пъти повече слънчева светлина от Земята. Ето защо дори на Марс Венера е най-ярката светлина на небето след Слънцето и марсианските луни.

Сега няколко думи за фазите на Венера. Известно е, че хората с изключително остро зрение могат да видят фазите на Венера дори с просто око. Като например майката на известния математик Гаус. Той покани майка си да погледне Венера през астрономическа тръба, смяташе да впечатли с безпрецедентна гледка: Венера във формата на сърп. Самият той обаче трябваше да бъде изумен.

Жената само попита защо само с окото си вижда сърп, обърнат в едната посока, а през телескоп - в другата...

Известно е, че луната е най-ярка по време на фазата на пълнолуние. Но максималната яркост на Венера пада върху периода, когато около 30 процента от повърхността й е осветена. Това е приблизително по средата между най-голямото му удължаване и долната връзка.

Цялата последователност, целият цикъл на нейните фази, Венера преминава почти точно 5 пъти за 8 г. На астрономически език това звучи така: 5 синодични оборота на Венера се правят за 8 години.

Наистина: средният синодичен период на Венераоколо 584 дни. Ако 5 x 584 = 2920 дни. И 8 периода на въртене на Земята около Слънцето - 8 х 365,25 = 2922 дни. Това е разлика от само 2 дни! Ето защо на всеки 8 години условията за видимост на Венера са почти еднакви. Тоест на всеки 8 години Венера се появява почти точно в една и съща фаза, почти точно на същото място в небето.

Диаметърът на планетата в различните фази не е еднакъв: тесен сърп е много по-голям в диаметър от пълен диск. Причината е, че в различни фази планетата се отдалечава от нас на различни разстояния (от 108 до 258 милиона километра). В непосредствена близост до Земята Венера е изправена пред нас с неосветената си страна, така че никога не виждаме най-голямата й фаза. Пълен диск се вижда само от най-голямо разстояние. Венера е най-ярка за нас, когато нейният ъглов диаметър е 40″, а ъгловата ширина на сърпа е 10″. Тогава той свети 13 пъти по-ярко от Сириус – най-ярката звезда на земното небе.

Ето защо върху древни стели, печати, амулети Венера е била изрисувана с 8 лъча. А числото 8 се смяташе за свещено от много древни народи.

Вавилонците в края на III хилядолетие пр.н.е. д. имаше календар, базиран на 8-годишен цикъл. "8 велики божества от първичното време" са познавали египтяните.

В Одисеята на Омир осмата година многократно се споменава като повратна точка, която внася решителни промени. В Гърция обикновено се смяташе, че значими събития обикновено се случват през осмата година. Орест си отмъщава за убийството на баща си, извършено преди 8 години.

Според една версия на мита за Тезей, атиняните изпращали ужасен почит на чудовището Минотавър на Крит на всеки 8 години.

Траките наричат ​​празника в чест на бога на светлината и изкуствата Аполон „осемте години“. А в древна Тива празник в чест на Аполон се празнувал на всеки 8 години. Древните ацтеки провеждали фестивал на „поглъщане на вода и хляб“ на всеки 8 години. Законите на Мойсей съдържат указание: „И в осмата година ще сеете...“ Списъкът може да бъде продължен. Но дори това е достатъчно, за да разберем значението на Венера в живота на древните народи! Венера беше първата от „скитащите звезди“, които човекът открои заради забележителната й яркост.

Първоначално обаче древните народи са приемали „сутрешната и вечерната звезда“ за две различни. Утринната Венера е наричана Фосфор от древните гърци, а Луцифер от латините, като и двете думи означават „носеща светлина“.

НО вечерна Венеранаречен - Vesper (Hesper), тоест "запад", "вечер".

Думата „Вечерня“ в съвремието означава „вечерна молитва“ на много езици.