Planetų matomumas ir padėtis danguje per mėnesį.

Birželis, „šviesiausias“ mėnuo, astronominiams stebėjimams tikrai nėra palankus. Jei pietuose naktys tiesiog trumpos, tai vidutinio klimato platumose baltųjų naktų laikotarpis iš viso prasideda. Ryškios planetos, Saulė ir Mėnulis, tebėra beveik vieninteliai objektai, kuriuos galima stebėti.

Šių metų birželio danguje galima išvysti visas keturias ryškias planetas. Jupiteris matomas pirmoje mėnesio pusėje vakarais, graži Venera visą birželį – rytais rytuose. Vakarais pietuose ir pietvakariuose galite stebėti Marsą ir Saturną. Šios dvi planetos yra patogiausios stebėjimams birželio mėnesį.

Tačiau apžvalgą pradėsime nuo Merkurijaus, arčiausiai Saulės esančios planetos.

Merkurijus

Merkurijus likus kelioms minutėms iki Mėnulio okupacijos dienos Sočio danguje 2014 m. birželio 26 d.

Birželio pradžioje baigiasi vakarinio Merkurijaus matomumo laikotarpis. Arčiausiai Saulės esanti planeta pirmosiomis mėnesio dienomis buvo stebima žemai šiaurės vakaruose maždaug pusvalandį po saulėlydžio ir tik pietuose, už baltųjų naktų zonos. Beveik visą birželį Merkurijus yra danguje šalia mūsų dienos žvaigždės, todėl jo negalima stebėti. Birželio 19 d. planeta patenka į prastesnį ryšį su Saule, tai yra, ji pereis tarp Žemės ir Saulės, o po to pereis į ryto dangų.

Birželio 26 d. Merkurijų, esantį danguje tik 10 ° atstumu nuo Saulės, dengs Mėnulis. Šis įdomus reiškinys bus stebimas Atlanto vandenyne, Amerikoje ir Europoje, ypač Kryme ir Kaukazo Juodosios jūros pakrantėje. Okultacija prasidės apie 17 val., kai Mėnulis ir Saulė bus vakariniame danguje.

Merkurijaus ryškumas bus apie 2,5 m, o tai iš esmės leidžia matyti planetą mėlyname dangaus fone geru mėgėjišku teleskopu. Tačiau būkite itin atsargūs! Nepamirškite, kad padengimas įvyks šalia Saulės ir žvaigždės spinduliai gali netyčia pataikyti į okuliarą ir pažeisti jūsų regėjimą! Šį reiškinį rekomenduotume stebėti tik patyrusiems mėgėjams. Savo ruožtu pasistengsime publikuoti įdomias aprėpties nuotraukas, jei tokių atsiras internete.

Venera

Ar jau matėte Venerą šią vasarą? Birželio pradžioje Ryto žvaigždė pakyla maždaug valandą prieš saulėtekį virš rytinės (tiksliau, virš šiaurės rytų-rytų) horizonto dalies.

Tačiau Veneros matomumo laikotarpis gana savavališkas: Ukrainoje, Kryme ir Kaukaze planeta šiuo metu matoma beveik 1,5 valandos, pasirodžiusi tamsiame danguje. Maskvos platumoje Veneros matomumo laikotarpis nesiekia net valandos. Dar toliau į šiaurę, atsižvelgiant į baltąsias naktis, dar mažiau. Tuo pačiu metu planeta pakyla aušros fone. Bet Sankt Peterburge jį vis tiek galite rasti dėl didelio planetos šviesumo (birželio mėnesį laikosi apie -4m). Atkreipkite dėmesį, kad kilimo metu Venera, kuri iš tikrųjų yra balta, gali būti raudonos, oranžinės ir giliai geltonos spalvos, o tai suklaidina pradedantįjį. Šiuo atveju susiduriame su tipišku šalia horizonto esančių kosminių objektų paraudimu dėl Žemės atmosferoje plaukiojančių dulkių.

Kas nutiks danguje su Venera per mėnesį? Turiu pasakyti, kad visą birželį planeta tiesiogiai juda (tai yra, ji juda žvaigždžių fone ta pačia kryptimi kaip ir Saulė, iš vakarų į rytus), juda išilgai Avino žvaigždyno. Venera pamažu pasiveja žvaigždę danguje, tačiau birželį atstumas šiek tiek sumažėja – nuo ​​37 iki 30 laipsnių. Planetos kilimo taško padėtis šiek tiek pasislinkusi į šiaurę.

30 laipsnių nuo Saulės yra labai patogus atstumas norint stebėti tokią ryškią planetą priešauštiniame danguje. Tačiau vidutinio klimato platumose ir šiaurėje įsiterpia baltosios naktys, o tai šiek tiek apsunkina jos stebėjimą. Tačiau net ir šiuo atveju, kaip minėjome aukščiau, Venerą galima gana lengvai pamatyti plika akimi, jau nekalbant apie stebėjimus per teleskopą ar žiūronus. Prieš saulėtekį planeta turi laiko pakilti į dangų Maskvos platumoje maždaug 10 °, Sočio platumoje - 15 ° virš horizonto.

Galbūt būtent po saulėtekio birželio mėnesio Veneros stebėjimai pro teleskopą bus įdomiausi ir produktyviausi. Jau ryte planeta pakyla pakankamai aukštai virš horizonto, kad atmosferos turbulencija labai neiškraipo vaizdo okuliare, o mažas kontrastas tarp akinančiai baltos Veneros ir mėlyno dangaus fono dažnai leidžia pastebėti kur kas daugiau detalių. planetos debesų dangoje nei įprastai.

Birželio mėnesį matomi matmenys sumažėja nuo 14 iki 12 lanko sekundžių, o fazė padidėja nuo 0,77 iki 0,86. (Planeta, eidama mažesne orbita, aplenkė Žemę ir dabar tolsta nuo jos, o po kelių mėnesių pasislėps už Saulės.)

Venera ir Mėnulis rytiniame danguje birželio 24 d. Mėnulio matmenys aiškumo dėlei padidinami 4 kartus.

Turiu pasakyti, kad dienos metu visiškai įmanoma pamatyti Venerą plika akimi. Norėdami tai padaryti, pakanka atsiriboti nuo ryškios saulės ir atsižvelgti į dangaus atkarpą 30 ° į dešinę nuo žvaigždės. Pirmoje paros pusėje Venera bus šiek tiek aukščiau už Saulę, antrąją atitinkamai žemiau. Galiausiai, birželio 24 d., puikus atskaitos taškas ieškant Veneros tiek prieš saulėtekį, tiek dieną danguje bus „senstantis“ Mėnulis, kurio siauras pusmėnulis priartės prie planetos iki 3,5 °.

Marsas

Praėjo 2 mėnesiai nuo Marso opozicijos balandį. Raudonosios planetos spindesys ir matomas dydis labai sumažėjo ir toliau sparčiai mažėja. Tačiau birželį Marsas išlieka vienas ryškiausių dangaus kūnai vakaro ir nakties valandomis.

Visą mėnesį planeta yra Mergelės žvaigždyne, slenka žvaigždžių fone ta pačia kryptimi kaip ir Saulė ir palaipsniui artėja prie pagrindinės Mergelės žvaigždyno žvaigždės Spikos. Marsas pasirodo vakaro prieblandoje pietvakariuose 25 ° virš horizonto (Maskvos platumoje). Planetą nuo žvaigždžių galima atskirti pagal būdingą rausvą spalvą ir tolygų spindesį (žvaigždės linkusios pastebimai mirgėti).

Birželio pradžioje Marso matomumas siekia apie 4 val., pabaigoje – tik 2 val. Planetos šviesumas sumažėja nuo -0,5 m iki 0,0 m, matomo disko skersmuo yra nuo 11,9 ″ iki 9,5 ″. Gerame mėgėjiškame teleskope, kurio objektyvas yra 120 mm ir didesnis, planetos diske galima rasti daug įdomių detalių – poliarinių dangtelių, tamsių ir šviesių sričių, plotų su įvairiais geltonos, raudonos ir net mėlynos spalvos atspalviais. O šiuolaikiniuose skaitmeniniuose vaizduose Paslaptingoji planeta ir šiandien atrodo labai įspūdinga.

Marso planeta, nufotografuota 2014 metų gegužės 7 dieną. Nuotraukoje aiškiai matyti šiaurinė poliarinė kepurė, tamsios Chryse regiono sritys ir ryškūs plunksniniai debesys.

Jupiteris

Saturnas, Mėnulis, Marsas ir Jupiteris birželio 8-osios vakarą. Jupiteris birželio pirmoje pusėje vakarais matomas vakaro aušros spinduliais žemai šiaurės vakaruose.

Beveik metus mūsų danguje šviečiantis Jupiteris baigia vakarinio matomumo periodą birželį. Planeta juda ta pačia kryptimi kaip ir Saulė, tačiau būdama toliau nuo mūsų nei dienos šviesa, žvaigždžių fone ji juda lėčiau nei Saulė. Liepos pabaigoje Saulė pasivys Jupiterį ir planeta vėl, kaip ir pernai, pajudės į vakaro dangų, kur rugpjūčio 18 dieną bus nepaprastas priartėjimas prie Veneros.

Birželio pirmoje pusėje Jupiterį galima stebėti apie 2 valandas vakaro prieblandoje šiaurės vakaruose (90 ° į dešinę nuo Marso); mėnesio pabaigoje planeta iš tikrųjų slepiasi saulės spinduliuose.

Nepaisant to, kad Jupiteris šiuo metu yra netoli nuo Žemės nutolusio savo orbitos taško, planeta yra tokia didelė, kad jos ryškumas ir dydis, palyginti su žiemos periodu, ženkliai nesumažėjo. Birželio mėnesį Jupiterio šviesumas yra apie -1,9 m, o matomo disko skersmuo yra apie 32 colių. Planeta vis dar puikiai matoma net mažuose teleskopuose; jos stebėjimus daug labiau apsunkins žema padėtis virš horizonto ir šviesus dangaus fonas vidutinio klimato platumose nei atstumas nuo Žemės.

Saturnas

Mėnulio ir Saturno artėjimas 2014 metų birželio 11 dienos vidurnaktį. Atkreipkite dėmesį, kad Saturnas, Marsas ir ryški žvaigždė Arktūras birželio mėnesį sudaro beveik lygiašonį trikampį danguje.

Dėl Saturno padėties danguje šią planetą patogiausia stebėti 2014 metų birželį. Visą mėnesį būdamas Svarstyklių žvaigždyne, žieduotasis milžinas pasirodo sutemus pietuose 15-20 laipsnių aukštyje virš horizonto, priklausomai nuo stebėjimo platumos. Rusijos pietuose, Ukrainoje, Kazachstane Saturno matomumas sieks apie 6 valandas, vidutinio klimato platumose planeta bus matoma visą trumpą naktį.

Pagal ryškumą (0,4 m) Saturnas yra panašus į labiausiai ryškios žvaigždės, tačiau to gali nepakakti, kad pradedantysis užtikrintai atpažintų planetą šviesiame birželio nakties danguje. Specialiai pradedantiesiems astronomijos mėgėjams informuosime, kad vakare Saturną galima rasti 30° (apie 3-4 ištiestos rankos kumščiais) į rytus nuo rausvo ir šviesesnio Marso. Ieškant svarbu nepainioti Marso su žvaigžde Arktūra, kuri taip pat yra rausva ir turi maždaug tokį pat spindesį kaip Marsas. Apskritai Marsas, Arktūras ir Saturnas birželio danguje sudaro lygiašonį trikampį, kurio pagrindu yra dvi planetos. Lengviausias būdas rasti planetą bus naktį iš birželio 10 į 11 d. Šiuo metu šalia Saturno (tik 1,5 ° į pietus nuo planetos) Mėnulis bus fazėje, artimoje pilnačiai.

Saturno spalva yra geltona. Jau per mažą teleskopą galima pamatyti, kaip planetos diskas suplotas link ašigalių, o prabangūs planetos žiedai atsivėrė 20° kampu. Matomi planetos matmenys yra 18 colių, o žiedų - 40 × 15 colių. Teleskopu su 100 mm ar didesniu objektyvu galite pabandyti pamatyti planetos žieduose esantį Cassini tarpą. Net ir naudojant mažesnius instrumentus, didžiausias Saturno palydovas Titanas gali būti matomas kaip 8,4 m žvaigždė.

Uranas ir Neptūnas

Paskutinės mūsų apžvalgos planetos yra Uranas ir Neptūnas. Tolimi milžinai yra per silpni, kad juos būtų galima stebėti plika akimi (tik priešpriešinį Uraną galima pamatyti ties matomumo riba be mėnulio naktį). Daugumoje mėgėjiškų teleskopų jie atrodo kaip maži žalsvai mėlyni diskai be jokių detalių.

Dabar ir Uranas, ir Neptūnas yra rytiniame danguje atitinkamai Žuvų ir Vandenio žvaigždynuose. Urano matomumas birželio mėnesį yra apie 1 valandą mėnesio pradžioje, o pabaigoje pakyla iki 2 valandų. Planetos šviesumas yra 6,0 m, matomas planetos dydis yra 3,4 colio; norėdami pamatyti diską, jums reikės teleskopo, kurio objektyvas yra ne mažesnis kaip 80 mm ir padidinimas 80 × ar daugiau. Atkreipkite dėmesį, kad dėl baltųjų naktų beveik neįmanoma stebėti planetos į šiaurę nuo Maskvos.

Dar didesniu mastu pastarasis galioja ir Neptūnui, kuris, net ir pakilęs beveik valanda anksčiau už Uraną, yra tik 8 m šviesumo. Kaip ir Uranas, Neptūnas juda dangumi ta pačia kryptimi kaip ir Saulė. Jį galima rasti šalia žvaigždės Sigma Aquarii (4,8 m dydžio). Norint pamatyti planetos diską, reikia rimtesnio įrankio: teleskopo su 100-120 mm objektyvu ir padidinimu daugiau nei 100 ×.

Kartojame, kad šių planetų paieška ir stebėjimas dėl jų atokumo nuo Žemės geriausiu atveju turi tik pažintinę vertę mėgėjams.

Apibendrinkime. Birželio mėnesį danguje matomos visos planetos, išskyrus Merkurijų, kuris 19 d. patenka į prastesnę konjunkciją su Saule. Palankiausios sąlygos susiklostys Saturno ir Marso stebėjimui. Šios dvi planetos pasirodo danguje sutemus atitinkamai pietuose ir pietvakariuose. Planetos yra maždaug 20 ° aukštyje virš horizonto ir yra matomos atitinkamai 6 ir 4 valandas. Vidutinio klimato platumose Saturną galima stebėti visą trumpą naktį.

Venera rytuose matoma maždaug valandą prieš saulėtekį. Planetos spindesys leidžia stebėti ją tiek dieną, tiek teleskopu, tiek plika akimi. Jupiterį dar galima pamatyti vakarais šiaurės vakaruose, vakaro aušros spinduliuose. Jo matomumas sparčiai mažėja, o mėnesio pabaigoje planeta pasislėps Saulės spinduliuose.

Planeta Venera

Bendra informacija apie Veneros planetą. Žemės sesuo

1 pav. Venera. 2008 m. sausio 14 d. MESSENGER įrenginio momentinė nuotrauka. Autoriai: NASA / Johns Hopkins universiteto taikomosios fizikos laboratorija / Vašingtono Carnegie institutas

Venera yra antroji planeta nuo Saulės, savo dydžiu, gravitacija ir sudėtimi labai panaši į mūsų Žemę. Kartu tai ryškiausias dangaus objektas po Saulės ir Mėnulio, pasiekiantis -4,4 balo.

Veneros planeta ištirta labai gerai, nes joje apsilankė daugiau nei tuzinas erdvėlaivių, tačiau astronomams vis dar kyla klausimų. Štai tik keletas iš jų:

Pirmasis iš klausimų yra susijęs su Veneros sukimu: jos kampinis greitis yra toks, kad esant žemesniajai konjunkcijai Venera visą laiką atsigręžia į Žemę ta pačia puse. Tokio Veneros sukimosi ir Žemės orbitinio judėjimo nuoseklumo priežastys dar nėra aiškios...

Antrasis klausimas yra Veneros atmosferos judėjimo šaltinis, kuris yra nuolatinis milžiniškas sūkurys. Be to, šis judesys yra labai galingas ir išsiskiria nuostabiu pastovumu. Kokios jėgos sukuria tokių matmenų atmosferos sūkurį – ar tai nežinoma?

Ir paskutinis, trečias, klausimas – ar yra gyvybės Veneros planetoje? Faktas yra tas, kad kelių dešimčių kilometrų aukštyje debesuotame Veneros sluoksnyje stebimos gana tinkamos organizmų gyvenimui sąlygos: ne itin aukšta temperatūra, tinkamas slėgis ir kt.

Reikia pastebėti, kad vos prieš pusę amžiaus klausimų, susijusių su Venera, buvo kur kas daugiau. Astronomai nieko nežinojo apie planetos paviršių, nežinojo jos nuostabios atmosferos sudėties, nežinojo jos magnetosferos savybių ir daug daugiau. Tačiau jie sugebėjo rasti Venerą naktiniame danguje, stebėti jos fazes, susijusias su planetos judėjimu aplink Saulę ir pan. Apie tai, kaip atlikti tokius stebėjimus, skaitykite toliau.

Veneros planetos stebėjimas iš Žemės

2 pav. Veneros planetos vaizdas iš Žemės. Kreditas: Carol Lakomiak

Kadangi Venera yra arčiau Saulės nei Žemė, ji niekada neatrodo per toli nuo jos: didžiausias kampas tarp jos ir Saulės yra 47,8°. Dėl tokių padėties Žemės danguje ypatumų Venera pasiekia maksimalų ryškumą prieš pat saulėtekį arba šiek tiek laiko po saulėlydžio. Per 585 dienas pakaitomis keičiasi jos vakarinio ir rytinio matomumo periodai: periodo pradžioje Venera matoma tik rytais, vėliau - po 263 dienų priartėja prie Saulės labai arti, o jos ryškumas neleidžia matyti. planeta 50 dienų; tada ateina Veneros vakarinio matomumo laikotarpis, trunkantis 263 dienas, kol planeta vėl išnyks 8 dienoms, būdama tarp Žemės ir Saulės. Po to matomumo kaitaliojimas kartojamas ta pačia tvarka.

Atpažinti Veneros planetą nesunku, nes naktiniame danguje tai ryškiausias šviesulys po Saulės ir Mėnulio, pasiekiantis maksimumą –4,4 balo. Išskirtinis planetos bruožas – tolygi balta spalva.

pav.3 Veneros fazių kaita. Kreditas: svetainė

Stebint Venerą net ir mažu teleskopu galima pamatyti, kaip laikui bėgant kinta jos disko apšvietimas, t.y. vyksta fazinis pokytis, kurį pirmą kartą pastebėjo Galilėjus Galilėjus 1610 m. Artimiausioje mūsų planetoje tik nedidelė Veneros dalis lieka pašventinta ir ji yra plono pusmėnulio pavidalo. Veneros orbita šiuo metu yra 3,4° kampu Žemės orbitos atžvilgiu, todėl dažniausiai ji eina tiesiai virš arba žemiau Saulės iki aštuoniolikos saulės skersmenų atstumu.

Tačiau kartais būna situacija, kai Veneros planeta yra maždaug toje pačioje linijoje tarp Saulės ir Žemės, o tada galima pamatyti itin retą astronominį reiškinį – Veneros perėjimą per Saulės diską, kuriame planeta įgauna mažos tamsios „dėmės“ formą, kurios skersmuo yra 1/30 saulės.

pav.4 Veneros tranzitas per Saulės diską. Vaizdas iš NASA TRACE palydovo 2004 m. rugpjūčio 6 d. Autoriai: NASA

Šis reiškinys per 243 metus pasitaiko maždaug 4 kartus: pirmiausia stebimi 2 žiemos praėjimai, kurių dažnis yra 8 metai, tada trunka 121,5 metų intervalas, ir dar 2, šį kartą vasaros, perėjimai vyksta tokiu pat dažniu – 8 metai. Tada Veneros žiemos tranzitus galima stebėti tik po 105,8 metų.

Pažymėtina, kad jei 243 metų ciklo trukmė yra santykinai pastovi reikšmė, tai periodiškumas tarp žiemos ir vasaros perėjimų jame keičiasi dėl nedidelių planetų grįžimo į jų jungties taškus laikotarpių neatitikimų. orbitomis.

Taigi iki 1518 metų vidinė Veneros perėjimų seka atrodė „8-113,5-121,5“, o iki 546 metų buvo 8 perėjimai, kurių intervalai buvo lygūs 121,5 metų. Dabartinė seka tęsis iki 2846, po to ji bus pakeista kita: "105,5-129,5-8".

Paskutinis Veneros planetos tranzitas, trukęs 6 valandas, buvo pastebėtas 2004 metų birželio 8 dieną, kitas – 2012 metų birželio 6 dieną. Tada bus pertrauka, kurios pabaiga bus tik 2117 m. gruodžio mėn.

Veneros planetos tyrinėjimo istorija

5 pav. Observatorijos griuvėsiai Chichen Itza mieste (Meksika). Šaltinis: wikipedia.org

Veneros planeta kartu su Merkurijumi, Marsu, Jupiteriu ir Saturnu buvo žinoma neolito (naujojo akmens amžiaus) žmonėms. Planeta buvo gerai žinoma senovės graikams, egiptiečiams, kinams, Babilono ir Centrinės Amerikos gyventojams, Šiaurės Australijos gentims. Tačiau dėl Veneros stebėjimo tik ryte ar vakare ypatumų senovės astronomai manė, kad mato visiškai skirtingus dangaus objektus, todėl rytinę Venerą vadino vienu vardu, o vakarinę – kitą. Taigi, graikai vakarinei Venerai pavadino Vesperą, o rytinei Venerai - fosforą. Senovės egiptiečiai planetai taip pat suteikė du pavadinimus: Tayoumutiri – ryto Venera ir Owaiti – vakaras. Majų indėnai pavadino Venerą Noh Ek – „Didžiąja žvaigžde“ arba Ksuks Ek – „Vapsvos žvaigžde“ ir sugebėjo apskaičiuoti jos sinodinį laikotarpį.

Pirmieji žmonės, supratę, kad Venera ryte ir vakare yra ta pati planeta, buvo graikai pitagoriečiai; kiek vėliau kitas senovės graikas Heraklidas Pontas pasiūlė, kad Venera ir Merkurijus sukasi aplink Saulę, o ne Žemę. Maždaug tuo pačiu metu graikai planetai suteikė meilės ir grožio deivės Afroditės vardą.

Tačiau planeta gavo pavadinimą „Venera“, pažįstamą šiuolaikiniams žmonėms iš romėnų, kurie pavadino ją visos Romos tautos globėjos deivės, kuri romėnų mitologijoje užėmė tą pačią vietą kaip Afroditė graikų kalba, garbei.

Kaip matote, senovės astronomai tik stebėjo planetą, kartu skaičiuodami sinodinius sukimosi periodus ir sudarydami žvaigždėto dangaus žemėlapius. Stebint Venerą taip pat buvo bandoma apskaičiuoti atstumą nuo Žemės iki Saulės. Norėdami tai padaryti, kai planeta eina tiesiai tarp Saulės ir Žemės, taikant paralakso metodą, reikia išmatuoti nedidelius praėjimo pradžios arba pabaigos laiko skirtumus dviejuose gana nutolusiuose mūsų planetos taškuose. Atstumas tarp taškų toliau naudojamas kaip pagrindo ilgis nustatant atstumus iki Saulės ir Veneros trianguliacijos būdu.

Istorikai nežino, kada astronomai pirmą kartą pastebėjo Veneros planetos perėjimą per Saulės diską, tačiau žino vardą žmogaus, kuris pirmasis numatė tokį perėjimą. Tai buvo vokiečių astronomas Johannesas Kepleris, kuris numatė, kad 1631 m. Tačiau prognozuojamais metais dėl tam tikro Keplerio prognozės netikslumo niekas nepastebėjo praėjimo Europoje ...

6 pav. Jerome'as Horrocksas stebi Veneros planetos perėjimą per Saulės diską. Šaltinis: wikipedia.org

Tačiau kitas astronomas – Jerome'as Horrocksas, patikslinęs Keplerio skaičiavimus, išsiaiškino tikslius ištraukų pasikartojimo laikotarpius ir 1639 m. gruodžio 4 d. iš savo namų Much Hoole mieste Anglijoje savo akimis galėjo pamatyti ištraukų ištrauką. Venera per saulės diską.

Naudodamas paprastą teleskopą, Horrocksas suprojektavo saulės diską ant lentos, kur stebėtojo akims buvo saugu matyti viską, kas vyksta saulės disko fone. Ir tada 15.15 val., likus vos pusvalandžiui iki saulėlydžio, Horrocksas pagaliau pamatė numatytą ištrauką. Atliktų stebėjimų pagalba anglų astronomas bandė įvertinti atstumą nuo Žemės iki Saulės, kuris pasirodė esąs 95,6 mln.

1667 m. Giovanni Domenico Cassini pirmą kartą bandė nustatyti Veneros sukimosi aplink savo ašį laikotarpį. Jo gauta vertė buvo labai toli nuo tikrosios ir sudarė 23 valandas ir 21 minutę. Taip buvo dėl to, kad Venerą tekdavo stebėti tik kartą per dieną ir tik kelias valandas. Kelias dienas nukreipęs savo teleskopą į planetą ir visą laiką matydamas tą patį vaizdą, Cassini padarė išvadą, kad planeta Venera visiškai apsisuko aplink savo ašį.

Po Horrocks ir Cassini stebėjimų bei žinodami Keplerio skaičiavimus, viso pasaulio astronomai nekantriai laukė kitos progos stebėti Veneros tranzitą. Ir tokia galimybė jiems atsirado 1761 m. Tarp astronomų, atlikusių stebėjimus, buvo ir mūsų rusų mokslininkas Michailas Vasiljevičius Lomonosovas, kuris planetai patekus į Saulės diską, o iš jo išeinant, aptiko ryškų žiedą aplink tamsųjį Veneros diską. Stebėtą reiškinį, vėliau pavadintą jo vardu („Lomonosovo fenomenas“), Lomonosovas paaiškino šalia Veneros esančia atmosfera, kurioje lūžta saulės spinduliai.

Po 8 stebėjimų metų anglų astronomas Williamas Herschelis ir vokiečių astronomas Johannas Schroeteris tęsė savo stebėjimus, antrą kartą „atrasdami“ Veneros atmosferą.

XIX amžiaus šeštajame dešimtmetyje astronomai pradėjo bandyti išsiaiškinti atrastos Veneros atmosferos sudėtį ir pirmiausia spektrine analize nustatyti deguonies ir vandens garų buvimą joje. Tačiau nei deguonies, nei vandens garų nerasta. Po kurio laiko, jau XX amžiuje, vėl atsinaujino bandymai surasti „gyvybės dujas“: stebėjimus ir tyrimus atliko A. A. Belopolsky Pulkove (Rusija) ir Vesto Melvin Slifer Flagstaff mieste (JAV).

Toje pačioje XIX a Italų astronomas Giovanni Schiaparelli vėl bandė nustatyti Veneros sukimosi aplink savo ašį laikotarpį. Darant prielaidą, kad Veneros cirkuliacija į Saulę visada yra viena pusė, susijusi su labai lėtu jos sukimu, jis nustatė, kad jos sukimosi aplink ašį periodas būtų lygus 225 dienoms, o tai buvo 18 dienų mažiau nei tikroji.

7 pav. Vilsono kalno observatorija. Kreditas: MWOA

1923 m. Edisonas Pettitas ir Sethas Nicholsonas Mount Wilson observatorijoje ant Vilsono kalno Kalifornijoje (JAV) pradėjo matuoti viršutinių Veneros debesų temperatūrą, kurią vėliau atliko daugelis mokslininkų. Po devynerių metų amerikiečių astronomai W. Adamsas ir T. Denhamas toje pačioje observatorijoje užfiksavo tris Veneros spektro juostas, priklausančias anglies dioksidui (CO 2 ). Juostų intensyvumas leido daryti išvadą, kad šių dujų kiekis Veneros atmosferoje yra daug kartų didesnis nei jų kiekis Žemės atmosferoje. Kitų dujų Veneros atmosferoje nerasta.

1955 metais Williamas Sintonas ir Johnas Strongas (JAV) išmatavo debesuoto Veneros sluoksnio temperatūrą, kuri pasirodė esanti –40 °C, o prie planetos ašigalių – dar žemesnė.

Be amerikiečių, sovietų mokslininkai N.P. Barabašovas, V.V. Sharonovas ir V.I. Yezersky, prancūzų astronomas B. Lio. Jų tyrimai, taip pat Sobolevo sukurta šviesos sklaidos tankiose planetų atmosferose teorija liudijo, kad Veneros debesų dalelių dydis buvo apie vieną mikrometrą. Mokslininkai galėjo tik išsiaiškinti šių dalelių prigimtį ir išsamiau ištirti visą Veneros debesuoto sluoksnio storį, o ne tik viršutinę jos ribą. Ir tam reikėjo į planetą nusiųsti tarpplanetines stotis, kurias vėliau sukūrė SSRS ir JAV mokslininkai ir inžinieriai.

Pirmasis erdvėlaivis, paleistas į Veneros planetą, buvo Venera 1. Šis įvykis įvyko 1961 metų vasario 12 dieną. Tačiau po kurio laiko ryšys su įrenginiu nutrūko ir Venera-1 pateko į Saulės palydovo orbitą.

8 pav. "Venera-4". Kreditas: NSSDC

9 pav. "Venera-5". Kreditas: NSSDC

Kitas bandymas taip pat buvo nesėkmingas: Venera-2 aparatas nuskriejo 24 tūkstančių km atstumu. iš planetos. Tik 1965 metais Sovietų Sąjungos paleistas Venera-3 sugebėjo palyginti arti planetos ir netgi nusileisti ant jos paviršiaus, o tai palengvino specialiai sukurta nusileidimo mašina. Bet dėl ​​stoties valdymo sistemos gedimo duomenų apie Venerą negauta.

Po 2 metų - 1967 m. birželio 12 d. Venera-4 iškeliavo į planetą, taip pat aprūpintas nusileidimo transporto priemone, kurios tikslas buvo ištirti Veneros atmosferos fizines savybes ir cheminę sudėtį naudojant 2 pasipriešinimo termometrus, barometrinį. jutiklis, jonizacijos atmosferos tankio matuoklis ir 11 kasečių – dujų analizatorių. Prietaisas įvykdė savo paskirtį, nes nustatė, kad yra didžiulis anglies dioksido kiekis, silpnas planetą supantis magnetinis laukas ir radiacijos juostų nebuvimas.

1969 m., tik su 5 dienų intervalu, 2 tarpplanetinės stotys su eilės numeriais 5 ir 6 vienu metu pateko į Venerą.

Jų nusileidimo mašinos, aprūpintos radijo siųstuvais, radijo aukščiamačiais ir kita moksline įranga, nusileidimo metu perduodavo informaciją apie atmosferos slėgį, temperatūrą, tankį ir cheminę sudėtį. Paaiškėjo, kad Veneros atmosferos slėgis siekia 27 atmosferas; Ar jis gali viršyti nurodytą vertę, išsiaiškinti nepavyko: nusileidžiančios mašinos tiesiog nebuvo skirtos didesniam slėgiui. Veneros atmosferos temperatūra transporto priemonėms leidžiantis svyravo nuo 25° iki 320°C. Atmosferos sudėtis dominavo anglies dvideginis su nedideliu kiekiu azoto, deguonies ir vandens garų mišinio.

10 pav. "Mariner-2". Autoriai: NASA/JPL

Be erdvėlaivių Sovietų Sąjunga Veneros planetos tyrimą atliko amerikietiški Mariner serijos aparatai, kurių pirmasis serijos numeris 2 (Nr. 1, sudužo pradžioje) praskriejo pro planetą 1962 metų gruodį, nustatydamas jos paviršiaus temperatūrą. . Panašiai, 1967 metais praskridusi pro planetą, Venerą tyrinėjo kitas amerikiečių erdvėlaivis Mariner 5. Vykdydamas savo programą, penktasis jūrininkas patvirtino anglies dioksido vyravimą Veneros atmosferoje, išsiaiškino, kad slėgis šios atmosferos storyje gali siekti 100 atmosferų, o temperatūra – 400 °C.

Reikia pažymėti, kad Veneros planetos tyrimas 60 m. atkeliavo iš žemės. Taigi, pasitelkę radarų metodus, amerikiečių ir sovietų astronomai nustatė, kad Veneros sukimasis yra atvirkštinis, o Veneros sukimosi periodas yra ~243 dienos.

1970 m. gruodžio 15 d. erdvėlaivis „Venera-7“ pirmą kartą pasiekė planetos paviršių ir, dirbdamas jame 23 minutes, perdavė duomenis apie atmosferos sudėtį, įvairių jos sluoksnių temperatūrą, taip pat slėgį. kuri pagal matavimų rezultatus pasirodė esanti 90 atmosferų.

Po pusantrų metų, 1972-ųjų liepą, Veneros paviršiuje nusileido dar vienas sovietų aparatas.

Nusileidimo transporto priemonėje sumontuotos mokslinės įrangos pagalba buvo išmatuotas apšvietimas Veneros paviršiuje, lygus 350 ± 150 liuksų (kaip Žemėje debesuotą dieną), o paviršinių uolienų tankis – 1,4 g/ cm 3. Nustatyta, kad Veneros debesys yra 48–70 km aukštyje, yra sluoksniuotos struktūros ir susideda iš 80% sieros rūgšties lašelių.

1974 m. vasarį „Mariner 10“ praskrido pro Venerą ir 8 dienas fotografavo jos debesų dangą, kad galėtų ištirti atmosferos dinamiką. Remiantis gautais vaizdais, buvo galima nustatyti Veneros debesų sluoksnio sukimosi periodą, lygų 4 dienoms. Taip pat paaiškėjo, kad šis sukimasis vyksta pagal laikrodžio rodyklę žiūrint iš šiaurinio planetos ašigalio.

pav.11 Venera-10 nusileidimo transporto priemonė. Kreditas: NSSDC

Po kelių mėnesių, 1974 metų spalį, ant Veneros paviršiaus nusileido sovietiniai erdvėlaiviai, kurių serijos numeriai 9 ir 10. Nusileidę 2200 km atstumu vienas nuo kito, nusileidimo vietose perdavė į Žemę pirmąsias paviršiaus panoramas. Nusileidusios transporto priemonės valandą perdavė mokslinę informaciją iš paviršiaus į erdvėlaivius, kurie buvo perkelti į dirbtinių Veneros palydovų orbitas ir perdavė į Žemę.

Pažymėtina, kad Sovietų Sąjunga po „Vener-9“ ir 10 skrydžių visus šios serijos erdvėlaivius paleido poromis: iš pradžių į planetą buvo išsiųstas vienas aparatas, vėliau – kitas su minimaliu laiko intervalu.

Taigi 1978 m. rugsėjį Venera-11 ir Venera-12 pateko į Venerą. Tų pačių metų gruodžio 25 d. jų nusileidimo mašinos pasiekė planetos paviršių, tuo pačiu padarydamos daugybę nuotraukų ir kai kurias iš jų perduodamos į Žemę. Iš dalies dėl to, kad viena iš nusileidusių transporto priemonių neatidarė kameros apsauginių dangčių.

Transporto priemonėms leidžiantis, Veneros atmosferoje buvo registruojamos elektros iškrovos, itin galingos ir dažnos. Taigi vienas prietaisas užfiksavo 25 iškrovas per sekundę, kitas – apie tūkstantį, o vienas griaustinis truko 15 minučių. Astronomų teigimu, elektros iškrovos buvo susijusios su aktyvia vulkanine veikla erdvėlaivių nusileidimo vietose.

Maždaug tuo pačiu metu Veneros tyrimą jau atliko amerikiečių serijos erdvėlaivis – Pioneer-Venus-1, paleistas 1978 metų gegužės 20 dieną.

Gruodžio 4 dieną į 24 valandų elipsinę orbitą aplink planetą įskridęs prietaisas pusantrų metų atliko paviršiaus radarinį kartografavimą, tyrinėjo Veneros magnetosferą, jonosferą ir debesų struktūrą.

pav.12 "Pionierius-Venera-1". Kreditas: NSSDC

Po pirmojo „pionieriaus“ antrasis nukeliavo į Venerą. Tai įvyko 1978 metų rugpjūčio 8 dieną. Lapkričio 16 d. nuo aparato atsiskyrė pirmoji ir didžiausia nusileidžianti transporto priemonė, po 4 dienų atsiskyrė dar 3 nusileidimo automobiliai. Gruodžio 9 dieną visi keturi moduliai pateko į planetos atmosferą.

Remiantis Pioneer-Venera-2 nusileidimo transporto priemonių tyrimo rezultatais, buvo nustatyta Veneros atmosferos sudėtis, dėl kurios paaiškėjo, kad argono-36 ir argono-38 koncentracijos turinys ji yra 50-500 kartų didesnė už šių dujų koncentraciją Žemės atmosferoje. Atmosferoje vyrauja anglies dioksidas, nedidelis azoto ir kitų dujų kiekis. Po pačiais planetos debesimis buvo aptikti vandens garų pėdsakai ir didesnė nei tikėtasi molekulinio deguonies koncentracija.

Pats debesų sluoksnis, kaip paaiškėjo, susideda iš mažiausiai 3 aiškiai apibrėžtų sluoksnių.

Viršutinėje, gulinčioje 65–70 km aukštyje, yra lašelių koncentruotos sieros rūgšties. Kiti 2 sluoksniai yra maždaug vienodos sudėties, vienintelis skirtumas yra tas, kad apatiniame sluoksnyje vyrauja didesnės sieros dalelės. Žemesniame nei 30 km aukštyje. Veneros atmosfera yra gana skaidri.

Nusileidimo metu prietaisai atliko temperatūros matavimus, kurie patvirtino Veneroje vyraujantį kolosalų šiltnamio efektą. Taigi, jei apie 100 km aukštyje temperatūra buvo -93°C, tai prie viršutinės debesų ribos -40°C, o vėliau toliau didėjo, netoli paviršiaus pasiekdama 470°C...

1981 m. spalio-lapkričio mėn., su 5 dienų intervalu, išvyko Venera-13 ir Venera-14, kurių nusileidimo mašinos kovo mėnesį, jau 82 d., pasiekė planetos paviršių, perduodamos nusileidimo vietų panoraminius vaizdus. į Žemę, kurioje buvo matomas gelsvai žalias Veneros dangus, ir tiriant Veneros dirvožemio sudėtį, kuriame jie rado: silicio dioksidą (iki 50% visos dirvožemio masės), aliuminio alūno (16%), magnio oksidai (11%), geležis, kalcis ir kiti elementai. Be to, pasitelkę Venera-13 įrengtą garso įrašymo įrenginį, mokslininkai pirmą kartą išgirdo kitos planetos – griaustinio – garsus.

pav.13 Veneros planetos paviršius. Prietaiso „Venus-13“ nuotrauka 1982 m. kovo 1 d. Kreditas: NSSDC

1983 metų birželio 2 dieną AMS (automatinė tarpplanetinė stotis) Venera-15 išvyko į Veneros planetą, kuri tų pačių metų spalio 10 dieną įsuko į poliarinę orbitą aplink planetą. Spalio 14 dieną Venera-16 buvo paleistas į orbitą, paleistas po 5 dienų. Abi stotys buvo skirtos tirti Veneros reljefą naudojant jų lentoje sumontuotus radarus. Dirbusios kartu daugiau nei aštuonis mėnesius, stotys gavo planetos paviršiaus vaizdą didžiulėje teritorijoje: nuo šiaurės ašigalio iki ~30° šiaurės platumos. Apdorojant šiuos duomenis, 27 lapuose buvo sudarytas išsamus Veneros šiaurinio pusrutulio žemėlapis ir paskelbtas pirmasis planetos reljefo atlasas, kuris apėmė tik 25% jos paviršiaus. Taip pat, remdamiesi transporto priemonių tyrimų medžiaga, sovietų ir amerikiečių kartografai, vykdydami pirmąjį tarptautinį nežemiškos kartografijos projektą, kurį globojo Mokslų akademija ir NASA, kartu sukūrė trijų apžvalginių žemėlapių seriją. šiaurinė Venera. Šios serijos žemėlapių, pavadintų „Magelano skrydžių planavimo rinkinys“, pristatymas įvyko 1989 m. vasarą Tarptautiniame geologijos kongrese Vašingtone.

pav.14 Nusileidimo modulis AMS "Vega-2". Kreditas: NSSDC

Po Veneros planetos tyrimus tęsė sovietinė Vega serijos AMS. Tokių įrenginių buvo du: Vega-1 ir Vega-2, kurie su 6 dienų skirtumu buvo paleisti į Venerą 1984 m. Po šešių mėnesių transporto priemonės priartėjo prie planetos, tada nuo jų atsiskyrė nusileidimo moduliai, kurie, patekę į atmosferą, taip pat pasidalino į tūpimo modulius ir balionų zondus.

2 balionų zondai, užpildę savo parašiutų apvalkalus heliu, dreifavo apie 54 km aukštyje skirtinguose planetos pusrutuliuose ir dvi dienas perdavė duomenis, per tiek laiko nuskriedami apie 12 tūkst. Vidutinis greitis, kuriuo zondai skriejo taip, siekė 250 km/h, o tai palengvino galingas pasaulinis Veneros atmosferos sukimasis.

Zondo duomenys parodė, kad debesų sluoksnyje vyksta labai aktyvūs procesai, kuriems būdingi galingi srautai aukštyn ir žemyn.

Kai zondas Vega-2 praskriejo Afroditės regione virš 5 km aukščio viršūnės, jis atsitrenkė į oro kišenę ir smarkiai nukrito 1,5 km. Abu zondai taip pat užfiksavo žaibo išlydžius.

Nusileidę asmenys tyrė debesų sluoksnį ir cheminę atmosferos sudėtį, o po to, švelniai nusileidę Undinėlės lygumoje, pradėjo analizuoti dirvožemį matuodami rentgeno fluorescencijos spektrus. Abiejuose modulių nusileidimo taškuose jie aptiko uolienų, kuriose natūralių radioaktyvių elementų yra palyginti mažai.

1990 m., atliekant gravitacinius manevrus, erdvėlaivis „Galileo“ („Galileo“) praskriejo pro Venerą, iš kurios buvo atliktas tyrimas infraraudonųjų spindulių spektrometru NIMS, ko pasekoje paaiškėjo, kad esant 1,1, 1,18 ir 1 bangų ilgiams, The 02 µm signalas koreliuoja su paviršiaus topografija, tai yra, atitinkamiems dažniams yra "langai", pro kuriuos matomas planetos paviršius.

15 pav. Magelano tarpplanetinės stoties įkėlimas į erdvėlaivio Atlantis krovinių skyrių. Kreditas: JPL

Metais anksčiau, 1989 m. gegužės 4 d., į Veneros planetą iškeliavo NASA tarpplanetinė stotis „Magelan“, kuri, dirbusi iki 1994 metų spalio, gavo beveik viso planetos paviršiaus nuotraukas, vienu metu atlikdama daugybę eksperimentų.

Tyrimas buvo atliktas iki 1992 m. rugsėjo mėn., apimantis 98% planetos paviršiaus. 1990 m. rugpjūtį patekęs į pailgą poliarinę orbitą aplink Venerą, kurios aukštis yra nuo 295 iki 8500 km, o orbitos periodas 195 minutės, prietaisas nubrėžė siaurą 17–28 km pločio ir apie 70 tūkstančių km ilgio juostą kiekviename artėjant prie planetos. Iš viso tokių juostelių buvo 1800.

Kadangi Magelanas ne kartą fotografavo daugybę sričių iš skirtingų kampų, o tai leido sudaryti trimatį paviršiaus modelį, taip pat ištirti galimus kraštovaizdžio pokyčius. Stereo vaizdas buvo gautas 22% Veneros paviršiaus. Be to, buvo sudarytas Veneros paviršiaus aukščių žemėlapis, gautas naudojant aukščiamatį (aukščiamatį), ir jos uolienų elektrinio laidumo žemėlapis.

Remiantis vaizdų, kuriuose buvo nesunkiai išskiriamos iki 500 m dydžio detalės, rezultatais, buvo nustatyta, kad Veneros planetos paviršių daugiausia užima kalvotos lygumos, o geologiniais standartais ji gana jauna – apie 800 mln. . Paviršiuje yra palyginti nedaug meteoritinių kraterių, tačiau dažnai randama ugnikalnio veiklos pėdsakų.

Nuo 1992 metų rugsėjo iki 1993 metų gegužės Magelanas tyrinėjo Veneros gravitacinį lauką. Šiuo laikotarpiu jis nevykdė paviršinio radaro, o transliavo nuolatinį radijo signalą į Žemę. Keičiant signalo dažnį, buvo galima nustatyti menkiausius prietaiso greičio pokyčius (vadinamasis Doplerio efektas), kas leido identifikuoti visas planetos gravitacinio lauko ypatybes.

Gegužės mėnesį Magelanas pradėjo savo pirmąjį eksperimentą: praktinį atmosferinio stabdymo technologijos pritaikymą, siekiant patobulinti anksčiau įgytas žinias apie Veneros gravitacinį lauką. Norėdami tai padaryti, jo apatinis orbitos taškas buvo šiek tiek nuleistas, kad prietaisas liestų viršutinius atmosferos sluoksnius ir pakeistų orbitos parametrus nenaudodamas degalų. Rugpjūčio mėnesį Magelano orbita skriejo 180–540 km aukštyje, o apsisukimo laikotarpis buvo 94 minutės. Remiantis visų matavimų rezultatais, buvo sudarytas „gravitacinis žemėlapis“, apimantis 95% Veneros paviršiaus.

Galiausiai 1994 m. rugsėjį buvo atliktas paskutinis eksperimentas, kurio tikslas buvo ištirti viršutinius atmosferos sluoksnius. Aparato saulės baterijos buvo išskleistos kaip vėjo malūno mentės, o Magelano orbita buvo nuleista. Tai leido gauti informacijos apie molekulių elgesį viršutiniuose atmosferos sluoksniuose. Spalio 11 dieną orbita buvo nuleista paskutinį kartą, o spalio 12 d., patekus į tankius atmosferos sluoksnius, ryšys su erdvėlaiviu nutrūko.

Savo veikimo metu Magelanas apskriejo kelis tūkstančius orbitų aplink Venerą, tris kartus fotografuodamas planetą naudodamas šoninio skenavimo radarus.

16 pav. Cilindrinis Veneros planetos paviršiaus žemėlapis, sudarytas iš Magelano tarpplanetinės stoties vaizdų. Autoriai: NASA/JPL

Po Magelano skrydžio, ilgus 11 metų, Veneros tyrinėjimo erdvėlaiviais istorijoje vyravo pertrauka. Sovietų Sąjungos tarpplanetinių tyrimų programa buvo apribota, amerikiečiai perėjo į kitas planetas, pirmiausia į dujų milžinus: Jupiterį ir Saturną. Ir tik 2005 metų lapkričio 9 dieną Europos kosmoso agentūra (ESA) į Venerą atsiuntė naujos kartos erdvėlaivį Venus Express, sukurtą ant tos pačios platformos, kaip ir prieš 2 metus paleistas Mars Express.

pav.17 Veneros ekspresas. Kreditas: ESA

Praėjus 5 mėnesiams po paleidimo, 2006 m. balandžio 11 d., aparatas atvyko į Veneros planetą, netrukus įskrido į labai pailgą elipsinę orbitą ir tapo jos dirbtiniu palydovu. Tolimiausiame orbitos taške nuo planetos centro (apocentro) „Venus Express“ nukeliavo į 220 tūkstančių kilometrų atstumą nuo Veneros, o artimiausiame taške (pericentre) pralėkė vos 250 kilometrų aukštyje nuo planetos paviršius.

Po kurio laiko dėl subtilių orbitos korekcijų „Venus Express“ periapsis buvo nuleistas dar žemiau, kas leido įrenginiui patekti į aukščiausius atmosferos sluoksnius ir dėl aerodinaminės trinties vėl ir vėl, šiek tiek, bet užtikrintai, lėtėti. žemyn apoapsio aukščiu. Dėl to orbitos, kuri tapo cirkumpoliarinė, parametrai įgavo tokius parametrus: apocentro aukštis - 66 000 kilometrų, pericentro aukštis - 250 kilometrų, aparato orbitos periodas orbitoje - 24 valandos.

„Venus Express“ artimos poliarinės darbinės orbitos parametrai pasirinkti neatsitiktinai: tad 24 valandų orbitos periodas yra patogus nuolatiniam ryšiui su Žeme: priartėjęs prie planetos prietaisas renka mokslinę informaciją, o toldamas nuo ji, vykdo 8 valandų komunikacijos sesiją, perduodama iki 250 MB informacijos. Kitas svarbus orbitos bruožas yra jos statmena Veneros pusiaujui, dėl kurios prietaisas turi galimybę detaliai ištirti planetos poliarinius regionus.

Įvažiavus į beveik poliarinę orbitą, įrenginiui nutiko nemalonus nepatogumas: PFS spektrometras, skirtas atmosferos cheminei sudėčiai tirti, sugedo arba, tiksliau, buvo išjungtas. Kaip paaiškėjo, veidrodis buvo užstrigęs, o tai turėjo pakeisti įrenginio „išvaizdą“ nuo atskaitos šaltinio (zondo laive) į planetą. Po daugybės bandymų apeiti gedimą inžinieriai sugebėjo veidrodį pasukti 30 laipsnių kampu, tačiau to nepakako, kad įrenginys veiktų, o galiausiai teko jį išjungti.

Balandžio 12 dieną prietaisas pirmą kartą nufotografavo iki tol nefotografuotą pietinį Veneros ašigalį. Šios pirmosios nuotraukos, padarytos VIRTIS spektrometru iš 206 452 kilometrų aukščio virš paviršiaus, atskleidė tamsų piltuvą, panašų į panašų darinį virš planetos šiaurinio ašigalio.

pav.18 Debesys virš Veneros paviršiaus. Kreditas: ESA

Balandžio 24 dieną VMC kamera padarė Veneros debesų dangos vaizdų seriją ultravioletiniame diapazone, kuri siejama su reikšminga – 50 % – šios spinduliuotės absorbcija planetos atmosferoje. Prisijungus prie koordinačių tinklelio, buvo gautas mozaikinis vaizdas, apimantis nemažą debesų plotą. Šio vaizdo analizė atskleidė mažo kontrasto juostines struktūras, atsirandančias dėl stipraus vėjo.

Praėjus mėnesiui po atvykimo – gegužės 6 d., 23:49 Maskvos laiku (19:49 UTC), „Venus Express“ persikėlė į savo nuolatinę darbo orbitą su 18 valandų orbitos periodu.

Gegužės 29 dieną stotis atliko pietų poliarinio regiono infraraudonųjų spindulių tyrimą ir atskleidė labai netikėtos formos sūkurį: su dviem „ramybės zonomis“, kurios yra sudėtingai sujungtos viena su kita. Išsamiau ištyrę vaizdą, mokslininkai padarė išvadą, kad priešais juos yra 2 skirtingi statiniai, gulintys skirtinguose aukščiuose. Kiek stabilus yra šis atmosferos darinys, kol kas neaišku.

Liepos 29 d. VIRTIS nufotografavo 3 Veneros atmosferos nuotraukas, iš kurių buvo padaryta mozaika. sudėtinga struktūra. Nuotraukos darytos maždaug 30 minučių intervalu ir jau pastebimai nesutapo ties ribomis, o tai rodo didelį Veneros atmosferos dinamiškumą, susijusį su uraganiniais vėjais, pučiančiais didesniu nei 100 m/s greičiu.

Kitas „Venus Express“ įrengtas spektrometras SPICAV nustatė, kad debesys Veneros atmosferoje tankaus rūko pavidalu gali pakilti iki 90 kilometrų ir iki 105 kilometrų, bet jau skaidresnės miglos pavidalu. Anksčiau kiti erdvėlaiviai debesis fiksuodavo tik iki 65 kilometrų aukščio virš paviršiaus.

Be to, naudodami SOIR bloką kaip SPICAV spektrometro dalį, mokslininkai Veneros atmosferoje atrado „sunkųjį“ vandenį, kuriame yra sunkiojo vandenilio izotopo – deuterio – atomai. Įprasto vandens planetos atmosferoje pakanka, kad visas jos paviršius padengtų 3 centimetrų sluoksniu.

Beje, žinant „sunkiojo vandens“ procentą įprastam vandeniui, galima įvertinti Veneros vandens balanso dinamiką praeityje ir dabar. Remiantis šiais duomenimis, buvo manoma, kad anksčiau planetoje galėjo egzistuoti kelių šimtų metrų gylio vandenynas.

Kitas svarbus mokslinis prietaisas, įdiegtas Venera Express, ASPERA plazmos analizatorius, užregistravo didelį medžiagos ištrūkimo iš Veneros atmosferos greitį, taip pat sekė kitų dalelių, ypač helio jonų, saulės kilmės, trajektorijas.

„Venus Express“ dirba iki šiol, nors numatoma aparato misijos tiesiai planetoje trukmė buvo 486 Žemės dienos. Tačiau misija galėtų būti pratęsta, jei leistų stoties ištekliai, tokiam pat laikotarpiui, kas, matyt, ir įvyko.

Šiuo metu Rusija jau kuria iš esmės naują erdvėlaivį – tarpplanetinę stotį Venera-D, skirtą detaliam Veneros atmosferos ir paviršiaus tyrimui. Kaip ir tikėtasi, stotis planetos paviršiuje galės dirbti 30 dienų, galbūt ir daugiau.

Kitoje vandenyno pusėje – JAV NASA užsakymu „Global Aerospace Corporation“ taip pat neseniai pradėjo vystyti Veneros tyrinėjimo projektą naudojant balioną, vadinamąjį. „Controlled Air Robot Explorer“ arba DARE.

Spėjama, kad 10 m skersmens balionas DARE skris planetos debesų sluoksnyje 55 km aukštyje. DARE aukštį ir skrydžio kryptį valdys stratoplanas, kuris atrodo kaip mažas orlaivis.

Gondola su televizijos kameromis ir keliomis dešimtimis nedidelių zondų bus pastatyta ant kabelio po balionu, kuris bus numestas į paviršių dominančiose vietose stebėti ir tirti įvairių planetos paviršiaus geologinių struktūrų cheminę sudėtį. Šios teritorijos bus atrenkamos atlikus detalų teritorijos tyrimą.

Oro baliono misijos trukmė – nuo ​​šešių mėnesių iki metų.

Veneros orbitinis judėjimas ir sukimasis

19 pav. Atstumas nuo antžeminių planetų iki Saulės. Kreditas: Mėnulio ir planetų institutas

Aplink Saulę planeta Venera juda beveik apskrita orbita, pasvirusi į ekliptikos plokštumą 3° 23 "39" kampu. Veneros orbitos ekscentriškumas yra mažiausias Saulės sistemoje ir yra tik 0,0068.Todėl atstumas nuo planetos iki Saulės visada išlieka maždaug toks pat – 108,21 milijono km. Tačiau atstumas tarp Veneros ir Žemės skiriasi ir plačiame diapazone: nuo 38 iki 258 milijonų km.

Savo orbitoje, esančioje tarp Merkurijaus ir Žemės orbitų, Veneros planeta juda vidutiniu 34,99 km/s greičiu ir 224,7 Žemės dienų sideraliniu periodu.

Venera aplink savo ašį sukasi daug lėčiau nei orbitoje: Žemė turi laiko apsisukti 243 kartus, o Venera – tik 1. Tai yra. jo sukimosi aplink savo ašį laikotarpis yra 243,0183 Žemės paros.

Be to, šis sukimasis vyksta ne iš vakarų į rytus, kaip su visomis kitomis planetomis, išskyrus Uraną, o iš rytų į vakarus.

Atvirkštinis Veneros planetos sukimasis lemia tai, kad diena joje trunka 58 Žemės dienas, naktis trunka tiek pat, o Veneros dienos trukmė yra 116,8 Žemės paros, todėl per Veneros metus galite pamatyti tik 2 saulėtekis ir 2 saulėlydžiai, o saulė patekės vakaruose, o leisis rytuose.

Sukimosi greitis tvirtas kūnas Venerą patikimai nustatyti galima tik radaru, nes nuolatinis debesų sluoksnis slepia jos paviršių nuo stebėtojo. Pirmasis radaro atspindys iš Veneros buvo gautas 1957 m., o iš pradžių į Venerą buvo siunčiami radijo impulsai, siekiant išmatuoti atstumą, kad būtų patobulintas astronominis vienetas.

Devintajame dešimtmetyje JAV ir SSRS pradėjo tirti atspindėto impulso sklaidą dažnyje („atspindimojo impulso spektras“) ir vėlavimą laike. Dažnio neryškumas paaiškinamas planetos sukimu (Doplerio efektas), delsimas laike – skirtingais atstumais iki disko centro ir kraštų. Šie tyrimai daugiausia buvo atlikti naudojant decimetrines radijo bangas.

Be to, kad Veneros sukimasis yra atvirkštinis, ji turi dar vieną labai įdomią savybę. Kampinis greitisšio sukimosi (2,99 10 -7 rad/sek.) lygis yra toks, kad apatinės jungties metu Venera visą laiką atsukta į Žemę ta pačia puse. Tokio Veneros sukimosi ir Žemės orbitinio judėjimo nuoseklumo priežastys dar nėra aiškios...

Ir galiausiai, tarkime, kad Veneros pusiaujo plokštumos polinkis į jos orbitos plokštumą neviršija 3 °, todėl sezoniniai pokyčiai planetoje yra nereikšmingi, o sezonų apskritai nėra.

Veneros planetos vidinė struktūra

Vidutinis Veneros tankis yra vienas didžiausių Saulės sistemoje: 5,24 g/cm 3 , tai tik 0,27 g mažesnis už Žemės tankį. Abiejų planetų masės ir tūriai taip pat labai panašūs, su tas skirtumas kad Žemei šie parametrai yra kiek didesni: masė 1,2 karto, tūris 1,15 karto.

pav.20 Veneros planetos vidinė struktūra. Autorius: NASA

Remiantis nagrinėjamais abiejų planetų parametrais, galime daryti išvadą, kad jų vidinė struktūra yra panaši. Ir iš tiesų: Venera, kaip ir Žemė, susideda iš 3 sluoksnių: plutos, mantijos ir šerdies.

Viršutinis sluoksnis yra apie 16 km storio Veneros pluta. Pluta susideda iš bazaltų, kurių tankis yra mažas - apie 2,7 g / cm 3 ir kurie susidarė dėl lavos išsiliejimo ant planetos paviršiaus. Tikriausiai todėl Veneros pluta turi palyginti nedidelį geologinį amžių – apie 500 milijonų metų. Kai kurių mokslininkų teigimu, lavos srautų išsiliejimo Veneros paviršiuje procesas vyksta tam tikru periodiškumu: pirma, mantijoje esanti medžiaga dėl radioaktyvių elementų irimo įkaista: konvekciniai srautai ar pliūpsniai atveria planetos pluta, formuojanti unikalias paviršiaus detales – tesseras. Pasiekę tam tikrą temperatūrą, lavos srautai iškeliauja į paviršių, beveik visą planetą padengdami bazaltų sluoksniu. Bazaltų išsiveržimai kartojosi, o vulkaninės veiklos užliūliavimo laikotarpiais dėl atšalimo išsitempdavo lavos lygumos, vėliau susiformavo Veneros plyšių ir gūbrių juostos. Maždaug prieš 500 milijonų metų procesai viršutinėje Veneros mantijoje tarsi nuslūgo, galbūt dėl ​​to, kad sumažėjo vidinė šiluma.

Po planetine pluta slypi antrasis sluoksnis – mantija, kuri tęsiasi iki maždaug 3300 km gylio iki ribos su geležine šerdimi. Matyt, Veneros mantija susideda iš dviejų sluoksnių: kieto apatinio ir iš dalies išlydyto viršutinio.

Veneros šerdis, kurios masė sudaro apie ketvirtadalį visos planetos masės, o tankis - 14 g / cm 3 - yra kieta arba iš dalies išlydyta. Ši prielaida buvo pateikta remiantis planetos magnetinio lauko, kurio tiesiog nėra, tyrimu. O jei nėra magnetinio lauko, tai nėra ir šaltinio, kuris generuotų šį magnetinį lauką, t.y. geležies šerdyje nevyksta įkrautų dalelių judėjimas (konvekciniai srautai), todėl šerdyje nejuda ir materija. Tiesa, magnetinis laukas gali ir nesukurti dėl lėto planetos sukimosi...

Veneros planetos paviršius

Veneros planetos forma artima sferinei. Tiksliau, jį galima pavaizduoti triašiu elipsoidu, kurio poliarinis pakrypimas yra dviem dydžiais mažesnis nei Žemės.

Pusiaujo plokštumoje Veneros elipsoido pusašys yra 6052,02 ± 0,1 km ir 6050,99 ± 0,14 km. Polinė pusašis yra 6051,54±0,1 km. Žinant šiuos matmenis, galima apskaičiuoti Veneros paviršiaus plotą - 460 milijonų km 2.

pav.21 Planetų palyginimas saulės sistema. Kreditas: svetainė

Duomenys apie kieto Veneros kūno matmenis buvo gauti naudojant radijo trukdžių metodus ir patikslinti naudojant radijo aukščiamačio ir trajektorijos matavimus, kai planeta buvo erdvėlaivio diapazone.

22 pav. Estla sritis Veneroje. Tolumoje matosi aukštas ugnikalnis. Autoriai: NASA/JPL

Didžiąją Veneros paviršiaus dalį užima lygumos (iki 85% visos planetos ploto), tarp kurių vyrauja lygios, šiek tiek apsunkintos siaurų vingiuotų, švelniai pasvirusių keterų tinklu, bazaltinės lygumos. Daug mažesnį plotą nei lygiąsias užima skiltinės arba kalvotos lygumos (iki 10 % Veneros paviršiaus). Jiems būdingi į liežuvį panašūs išsikišimai, tarsi ašmenys, skiriasi radijo ryškumu, kurį galima interpretuoti kaip platų mažo klampumo bazaltų lavos dangą, taip pat daugybę kūgių ir kupolų, kurių skersmuo 5-10 km, kartais su krateriais viršuje. . Taip pat Veneroje yra lygumų plotų, tankiai padengtų plyšiais arba praktiškai nepažeistų tektoninių deformacijų.

23 pav. Ištaro archipelagas. Autoriai: NASA/JPL/USGS

Be Veneros paviršiaus lygumų, buvo aptiktos trys didžiulės iškilusios teritorijos, pavadintos žemiškųjų meilės deivių vardais.

Viena iš tokių vietovių – Ištaro archipelagas – yra didžiulis kalnuotas regionas šiauriniame pusrutulyje, savo dydžiu prilygstantis Australijai. Salyno centre yra vulkaninės kilmės Lakšmio plynaukštė, kuri yra dvigubai didesnė už sausumos Tibetą. Iš vakarų plokščiakalnį riboja Akny kalnai, iš šiaurės vakarų – iki 7 km aukščio Frejos kalnai, o iš pietų – Dunojaus klostyti kalnai bei Vesta ir Ut atbrailos, kurių bendras sumažėjimas iki 3 km ar daugiau. Rytinė plokščiakalnio dalis „įsirėžia“ į aukščiausią Veneros kalnų sistemą – Maksvelo kalnus, pavadintus anglų fiziko Džeimso Maksvelo vardu. Centrinė kalnų grandinės dalis pakyla iki 7 km, o atskiros kalnų viršūnės, esančios šalia nulinio dienovidinio (63 ° šiaurės platumos ir 2,5 ° rytų ilgumos), kyla į 10,81–11,6 km aukštį, 15 km virš gilios Veneros griovio, esančio netoli pusiaujo.

Kita iškilusi vietovė – Afroditės salynas, besidriekiantis palei Veneros pusiaują, yra dar didesnis: 41 milijonas km 2, nors aukščiai čia mažesni.

Ši didžiulė teritorija, esanti Veneros pusiaujo regione ir besitęsianti 18 tūkstančių km, apima ilgumas nuo 60 ° iki 210 °. Jis tęsiasi nuo 10° šiaurės platumos. iki 45°S daugiau nei 5 tūkst. km, o rytinis jo galas - Atla regionas - driekiasi iki 30 ° šiaurės platumos.

Trečias aukštesnis Veneros regionas yra Lados žemė, kuri yra pietiniame planetos pusrutulyje ir yra priešais Ištaro archipelagą. Tai gana plokščia vietovė, kurios vidutinis paviršiaus aukštis yra arti 1 km, o maksimumas (šiek tiek daugiau nei 3 km) pasiekiamas 780 km skersmens Quetzalpetlatl lajoje.

24 pav. Tessera Ba "het. Autoriai: NASA / JPL

Be šių iškilių regionų, dėl savo dydžio ir aukščio, vadinamų „žemėmis“, Veneros paviršiuje išsiskiria ir kiti ne tokie platūs. Pavyzdžiui, tesserae (iš graikų - plytelės), tai kalvos ar aukštumos, kurių dydis svyruoja nuo šimtų iki tūkstančių kilometrų, kurių paviršių įvairiomis kryptimis kerta laiptuotų keterų ir jas skiriančių griovių sistemos, suformuotos tektoninių lūžių spiečius.

Riebalų keteros arba keteros gali būti linijinės ir išplėstos: iki daugelio šimtų kilometrų. Ir jie gali būti aštrūs arba, atvirkščiai, suapvalinti, kartais su plokščiu viršutiniu paviršiumi, kurį riboja vertikalios atbrailos, kurios antžeminėmis sąlygomis primena juostinio grabeno ir horstų derinį. Gana dažnai gūbriai primena susiraukšlėjusią sustingusio kisieliaus ar Havajų salų bazaltų lynų lavų plėvelę. Kraigo aukštis gali siekti iki 2 km, o atbrailų – iki 1 km.

Apkasai, skiriantys kalnagūbrius, eina toli už aukštumų, driekiasi tūkstančius kilometrų per plačias Veneros lygumas. Topografija ir morfologija jie yra panašūs į Žemės plyšių zonas ir atrodo tos pačios prigimties.

Pačių teserų susidarymas yra susijęs su pasikartojančiais viršutinių Veneros sluoksnių tektoniniais judesiais, kuriuos lydi įvairių paviršiaus dalių suspaudimas, įtempimas, skilimai, pakilimai ir nusileidimai.

Reikia pasakyti, kad tai patys seniausi geologiniai dariniai planetos paviršiuje, todėl jiems suteikti atitinkami pavadinimai: su laiku ir likimu siejamų deivių garbei. Taigi didelė aukštuma, besidriekianti 3000 km ties šiaurės ašigaliu, vadinama Fortūnos tesera, į pietus nuo jos yra Laimos tešera, kuri vadinasi latvių laimės ir likimo deivės vardu.

Kartu su žemėmis ar žemynais teseros užima kiek daugiau nei 8,3% planetos teritorijos, t.y. lygiai 10 kartų mažesnio ploto nei lygumos ir galbūt yra reikšmingos, jei ne visos lygumų teritorijos pamatas. Likusius 12% Veneros teritorijos užima 10 reljefo tipų: lajos, tektoniniai lūžiai ir kanjonai, ugnikalnių kupolai, „voragyviai“, paslaptingi kanalai (vagos, linijos), gūbriai, krateriai, pateriai, krateriai su tamsiomis parabolėmis, kalvos. Išsamiau apsvarstykime kiekvieną iš šių reljefo elementų.

25 pav. Karūna yra unikali Veneros reljefo detalė. Autoriai: NASA/JPL

Karūnos, prilygstančios teseroms, yra unikalios Veneros paviršiaus reljefo detalės, tai didelės ovalios arba apvalios ugnikalnio įdubos su paaukštinta centrine dalimi, apsuptos pylimų, gūbrių, įdubų. Centrinę lajų dalį užima didžiulė tarpkalnų plynaukštė, nuo kurios žiedais driekiasi kalnų grandinės, dažnai iškilusios virš centrinės plynaukštės dalies. Karūnėlių žiedinis įrėminimas dažniausiai būna nepilnas.

Karūnų Veneros planetoje, remiantis tyrimų iš erdvėlaivių rezultatais, rasta keli šimtai. Karūnos skiriasi dydžiu (nuo 100 iki 1000 km) ir juos sudarančių uolienų amžiumi.

Karūnos susidarė, matyt, dėl aktyvių konvekcinių srautų Veneros mantijoje. Aplink daugelį vainikų pastebimi sustingę lavos srautai, besiskiriantys į šonus plačių liežuvių pavidalu su iškirptu išoriniu kraštu. Matyt, būtent karūnos galėjo būti pagrindiniai šaltiniai, per kuriuos į planetos paviršių pateko išlydytos žarnos medžiagos, sukietėjusios suformuodamos didžiulius plokščius plotus, užimančius iki 80% Veneros teritorijos. Šių gausių išlydytų uolienų šaltinių pavadinimus suteikia vaisingumo, derliaus, gėlių deivių vardai.

Kai kurie mokslininkai mano, kad prieš vainikus yra kita specifinė Veneros reljefo forma – voragyviai. Arachnoidai, kurie savo vardą gavo dėl panašumo į vorus, savo forma primena vainikus, tačiau yra mažesni. Ryškios linijos, besitęsiančios nuo jų centrų ilgus kilometrus, gali atitikti paviršiaus įtrūkimus, atsiradusius, kai iš planetos žarnų išsiveržė magma. Iš viso žinoma apie 250 arachnoidų.

Be teserų, lajų ir voragyvių, tektoninių lūžių ar griovių susidarymas yra susijęs su endogeniniais (vidiniais) procesais. Tektoniniai lūžiai dažnai grupuojami į ilgas (iki tūkstančių kilometrų) juostas, kurios yra labai plačiai paplitusios Veneros paviršiuje ir gali būti siejamos su kitomis struktūrinėmis reljefo formomis, pavyzdžiui, su kanjonais, kurie savo struktūra primena sausumos žemynų plyšius. Kai kuriais atvejais pastebimas beveik stačiakampis (stačiakampis) tarpusavyje susikertančių plyšių modelis.

27 pav. Maat kalnas. Kreditas: JPL

Vulkanai taip pat labai paplitę Veneros paviršiuje: jų yra tūkstančiai. Be to, kai kurie iš jų pasiekia milžiniškus dydžius: iki 6 km aukščio ir 500 km pločio. Bet dauguma ugnikalniai daug mažesni: tik 2-3 km skersmens ir 100 m aukščio. Didžioji dauguma Veneros ugnikalnių yra užgesę, tačiau kai kurie iš jų gali išsiveržti šiuo metu. Akivaizdžiausias kandidatas į aktyvų ugnikalnį yra Maat kalnas.

Daugelyje Veneros paviršiaus vietų buvo aptiktos paslaptingos vagos ir linijos nuo šimtų iki kelių tūkstančių kilometrų ilgio ir nuo 2 iki 15 kilometrų pločio. Išoriškai jie atrodo kaip upių slėniai ir turi tuos pačius bruožus: vingiuotus posūkius, atskirų „latakų“ divergenciją ir susiliejimą, o retais atvejais – kažką panašaus į deltą.

Ilgiausias kanalas Veneros planetoje yra Baltis slėnis, apie 7000 km ilgio ir labai vienodo (2-3 km) pločio.

Beje, šiaurinė Baltis slėnio dalis buvo aptikta ir ant Venera-15 bei Venera-16 palydovų nuotraukų, tačiau to meto vaizdų raiška nebuvo pakankamai didelė, kad būtų galima atskirti šio darinio detales, o jis buvo pažymėtas kaip išplėstas neaiškios kilmės plyšys.

28 pav. Veneros kanalai Lados žemės ribose. Autoriai: NASA/JPL

Veneros slėnių ar kanalų kilmė tebėra paslaptis, visų pirma todėl, kad mokslininkai nežino skysčio, galinčio prasiskverbti į paviršių tokiais atstumais. Mokslininkų atlikti skaičiavimai parodė, kad bazalto lavoms, kurių pėdsakai išplitę visame planetos paviršiuje, neužtektų šilumos atsargų nuolat tekėti ir ištirpdyti bazalto lygumų substanciją, išpjauti jose kanalus tūkstančius kilometrų. Juk tokie kanalai žinomi, pavyzdžiui, Mėnulyje, nors jų ilgis – tik dešimtys kilometrų.

Todėl tikėtina, kad skystis, kuris šimtus ir tūkstančius kilometrų pjauna per Veneros bazaltines lygumas, gali būti perkaitintos komatitinės lavos ar net egzotiškesni skysčiai, tokie kaip išsilydę karbonatai ar išlydyta siera. Iki pabaigos Veneros slėnių kilmė nežinoma ...

Be slėnių, kurie yra neigiamos reljefo formos, Veneros lygumose taip pat paplitusios teigiamos reljefo formos – kalnagūbriai, dar žinomi kaip vienas iš specifinio tesero reljefo komponentų. Riebalai dažnai susiformuoja į išplėstas (iki 2000 km ir daugiau) kelių šimtų kilometrų pločio juostas. Atskiro keteros plotis yra daug mažesnis: retai iki 10 km, o lygumose jis sumažėja iki 1 km. Keturgūbrių aukščiai siekia nuo 1,0-1,5 iki 2 km, o juos ribojančios atbrailos – iki 1 km. Šviesos vingiuotos keteros tamsesnio lygumų radijo vaizdo fone yra būdingiausias Veneros paviršiaus raštas ir užima ~ 70% jos ploto.

Kalvos yra labai panašios į tokias Veneros paviršiaus detales kaip kalvos, tik jų dydžiai yra mažesni.

Visos aukščiau aprašytos Veneros paviršiaus reljefo formos (arba rūšys) kilusios dėl vidinės planetos energijos. Landformų tipai, kurių kilmė yra sukelta išorinės priežastys, Veneroje yra tik trys: krateriai, pateriai ir krateriai su tamsiomis parabolėmis.

Skirtingai nuo daugelio kitų Saulės sistemos kūnų: antžeminių planetų, asteroidų, Veneroje rasta palyginti nedaug smūginių meteoritų kraterių, kurie siejami su aktyvia tektonine veikla, kuri nutrūko prieš 300-500 mln. Vulkaninis aktyvumas vyko labai greitai, nes priešingu atveju kraterių skaičius senesnėse ir jaunesnėse srityse būtų labai skyręsis, o jų pasiskirstymas rajone nebūtų atsitiktinis.

Iš viso Veneros paviršiuje iki šiol buvo aptikti 967 krateriai, kurių skersmuo svyruoja nuo 2 iki 275 km (prie Mido kraterio). Krateriai sąlyginai skirstomi į didelius (virš 30 km) ir mažus (mažiau nei 30 km), kurie sudaro 80% visų kraterių.

Smūgių kraterių tankis Veneros paviršiuje yra labai mažas: apie 200 kartų mažesnis nei Mėnulyje ir 100 kartų mažesnis nei Marse, o tai atitinka tik 2 kraterius 1 milijonui km 2 Veneros paviršiaus.

Žvelgdami į Magelano aparato padarytus planetos paviršiaus vaizdus, ​​mokslininkai sugebėjo įžvelgti kai kuriuos smūginių kraterių susidarymo Veneros sąlygomis aspektus. Aplink kraterius buvo aptikti šviesos spinduliai ir žiedai – sprogimo metu išmestos uolos. Daugelyje kraterių dalis išmetimo yra skysta medžiaga, kuri formuojasi, dažniausiai nukreipti viena kryptimi nuo kraterio, didelius dešimčių kilometrų ilgio srautus. Kol kas mokslininkai dar neišsiaiškino, koks tai skystis: perkaitintas smūginis lydalas ar smulkiagrūdžių kietųjų medžiagų ir lydalo lašelių, pakibusių paviršinėje atmosferoje, suspensija.

Keletas Veneros kraterių yra užtvindyti gretimų lygumų lava, tačiau didžioji jų dalis turi labai ryškią išvaizdą, o tai rodo silpną medžiagų erozijos procesų intensyvumą Veneros paviršiuje.

Daugumos Veneros kraterių grindys yra tamsios, o tai rodo lygų paviršių.

Kitas paplitęs reljefo tipas yra krateriai su tamsiomis parabolėmis, o pagrindinį plotą užima tamsios (radijo vaizde) parabolės, kurių bendras plotas sudaro beveik 6% viso Veneros paviršiaus. Parabolių spalvą lemia tai, kad jos sudarytos iš smulkiagrūdės iki 1-2 m storio medžiagos dangos, susidariusios dėl smūginių kraterių emisijų. Taip pat gali būti, kad ši medžiaga buvo perdirbta eolinių procesų, kurie dominavo daugelyje Veneros regionų, palikdami daugybę kilometrų dryžuoto eolinio reljefo.

Pateriai yra panašūs į kraterius ir kraterius su tamsiomis parabolėmis – netaisyklingos formos kraterius arba sudėtingus kraterius su iškirptais kraštais.

Visi šie duomenys buvo surinkti, kai Veneros planeta buvo pasiekiama erdvėlaiviams (sovietinė, Venera serija ir Amerikos, Mariner ir Pioneer-Venus serija).

Taigi 1975 m. spalį nusileidžiantys automobiliai Venera-9 ir Venera-10 švelniai nusileido planetos paviršiuje ir perdavė nusileidimo vietos vaizdus į Žemę. Tai buvo pirmosios nuotraukos pasaulyje, perduotos iš kitos planetos paviršiaus. Vaizdas matomais spinduliais gautas naudojant telefotometrą – sistemą, kuri pagal veikimo principą primena mechaninį televizorių.

Jie ne tik fotografavo Venera-8, Venera-9 ir Venera-10 AMS paviršių, bet ir matavo paviršinių uolienų tankį bei natūralių radioaktyvių elementų kiekį jose.

Venera-9 ir Venera-10 nusileidimo vietose paviršinių uolienų tankis buvo artimas 2,8 g/cm magminių žemės plutos uolienų...

1978 metais buvo paleistas Amerikos aparatas Pioneer-Venus, kurio rezultatas buvo topografinis žemėlapis, sukurtas radaro tyrimo pagrindu.

Galiausiai 1983 m. erdvėlaiviai Venera-15 ir Venera-16 įskriejo į orbitą aplink Venerą. Naudodami radarą jie nubrėžė planetos šiaurinį pusrutulį iki 30° lygiagretės 1:5 000 000 masteliu ir pirmą kartą atrado tokias unikalias Veneros paviršiaus ypatybes kaip teseros ir karūnos.

Dar daugiau detalūs žemėlapiai viso paviršiaus su detalėmis iki 120 m dydžio 1990 metais buvo gauta erdvėlaiviu Magellan. Kompiuteriai radaro informaciją pavertė į nuotraukas panašiais vaizdais, kuriuose matyti ugnikalniai, kalnai ir kitos kraštovaizdžio detalės.

30 pav. Veneros topografinis žemėlapis, sudarytas iš Magelano tarpplanetinės stoties vaizdų. Autorius: NASA

Tarptautinės astronomų sąjungos sprendimu Veneros žemėlapyje - tik moteriški vardai, nes ji pati, vienintelė planeta, turi moterišką vardą. Yra tik 3 šios taisyklės išimtys: Maksvelo kalnai, Alfa ir Beta regionai.

Jo reljefo detalėms, paimtoms iš įvairių pasaulio tautų mitologijų, pavadinimai suteikiami nustatyta tvarka. Kaip šitas:

Kalvos pavadintos deivių, titanidžių, milžinų vardais. Pavyzdžiui, Ulfruno regionas, pavadintas vienos iš devynių Skandinavijos mitų milžinų vardu.

Žemumos – mitų herojės. Vienos iš šių senovės graikų mitologijos herojų garbei pavadinta giliausia Atalantos žemuma, esanti šiaurinėse Veneros platumose.

Vagos ir linijos pavadintos moterų karingų mitologinių veikėjų vardais.

Karūnos vaisingumo, žemdirbystės deivių garbei. Nors garsiausia iš jų – apie 350 km skersmens Pavlovos karūna, pavadinta rusų balerinos vardu.

Kalvos pavadintos dangaus deivių, moterų mitologinių personažų, susijusių su dangumi, šviesa, vardais. Taigi palei vieną lygumą driekėsi Raganos keteros. O Beregini lygumą iš šiaurės vakarų į pietryčius kerta Heros kalnagūbriai.

Žemės ir plynaukštės turi meilės ir grožio deivių vardus. Taigi, vienas iš Veneros žemynų (žemių) vadinamas Ištaro žeme ir yra aukštų kalnų regionas su didžiuliu vulkaninės kilmės Lakšmio plynaukšte.

Veneros kanjonai pavadinti mitologinių figūrų, susijusių su mišku, medžiokle ar Mėnuliu (panašiai į Romos Artemidės), vardu.

Šiauriniame planetos pusrutulyje esančią kalnuotą vietovę kerta ilgas Baba Yagos kanjonas. Beta ir Phoebe regionuose išsiskiria Devanos kanjonas. O nuo Temidės regiono iki Afroditės žemės didžiausias Veneros karjeras Parnge driekiasi daugiau nei 10 tūkst.

Dideli krateriai pavadinti žinomų moterų vardais. Maži krateriai yra tik įprasti moteriški vardai. Taigi, didelio aukščio Lakšmio plynaukštėje galite rasti mažus kraterius Berta, Liudmila ir Tamara, esančius į pietus nuo Frejos kalnų ir į rytus nuo didelio Osipenko kraterio. Netoli Nefertitės karūnos yra Potanino krateris, pavadintas Rusijos Vidurinės Azijos tyrinėtojo vardu, o šalia – Voynicho krateris (anglų rašytojas, romano „Gadfly“ autorius). O didžiausias krateris planetoje buvo pavadintas amerikiečių etnografės ir antropologės Margaret Mead vardu.

Paters įvardijamas pagal tą patį principą kaip ir didieji krateriai, t.y. garsių moterų vardais. Pavyzdys: tėvas Salfo.

Lygumos pavadintos įvairių mitų herojių vardais. Pavyzdžiui, Snow Maiden ir Baba Yaga lygumos. Aplink Šiaurės ašigalį driekiasi Louhi lyguma – Šiaurės meilužė karelų ir suomių mituose.

Teseriai pavadinti likimo, laimės, sėkmės deivių vardais. Pavyzdžiui, didžiausia iš Veneros teserių vadinama Telūrijos teseromis.

Atbrailos – židinio deivių garbei: Vesta, Ut ir kt.

Turiu pasakyti, kad planeta pirmauja pagal įvardytų dalių skaičių tarp visų planetinių kūnų. Veneroje ir didžiausia jų kilmės vardų įvairovė. Štai vardai iš mitų apie 192 skirtingų tautybių ir etninių grupių iš visų pasaulio žemynų. Be to, vardai yra įsiterpę aplink planetą, nesudarant „nacionalinių regionų“.

Baigdami Veneros paviršiaus aprašymą, pateikiame trumpą šiuolaikinio planetos žemėlapio struktūrą.

Šeštojo dešimtmečio viduryje dienovidinis Veneros žemėlapyje buvo paimtas kaip nulinis dienovidinis (atitinkantis Žemės Grinvičo vidurkį), einantis per šviesios (radariniuose vaizduose) suapvalintos srities centrą, kurio skersmuo yra 2 tūkst. , esantis pietiniame planetos pusrutulyje ir vadinamas Alfa regionu pradine graikiškos abėcėlės raide. Vėliau, didėjant šių vaizdų raiškai, pirminio dienovidinio padėtis pasislinko apie 400 km dėl to, kad jis praėjo per mažą šviesią dėmę didelės žiedinės struktūros, vadinamos Ieva, centre, 330 km. Sukūrus pirmuosius plačius Veneros žemėlapius 1984 m., buvo nustatyta, kad tiksliai nuliniame dienovidiniame, šiauriniame planetos pusrutulyje, yra nedidelis 28 km skersmens krateris. Krateris buvo pavadintas Ariadne pagal graikų mito herojės vardą ir buvo daug patogesnis kaip atskaitos taškas.

Nulinis dienovidinis kartu su 180° dienovidiniu padalija Veneros paviršių į 2 pusrutulius: rytinį ir vakarinį.

Veneros atmosfera. Fizinės sąlygos Veneros planetoje

Virš negyvojo Veneros paviršiaus slypi unikali atmosfera, tankiausia Saulės sistemoje, kurią 1761 m. atrado M.V. Lomonosovas, kuris stebėjo planetos judėjimą per Saulės diską.

31 pav. Venera, kurią dengia debesys. Autorius: NASA

Veneros atmosfera tokia tanki, kad per ją visiškai neįmanoma įžvelgti jokių planetos paviršiaus detalių. Todėl ilgą laiką daugelis tyrinėtojų manė, kad sąlygos Veneroje buvo artimos sąlygomis Žemėje karbono periodu, todėl ten taip pat gyvena panaši fauna. Tačiau tyrimai, atlikti su tarpplanetinių stočių nusileidimo transporto priemonėmis, parodė, kad Veneros ir Žemės klimatas yra du dideli skirtumai ir tarp jų nėra nieko bendro. Taigi, jei Žemėje žemutinio oro sluoksnio temperatūra retai viršija +57°C, tai Veneroje paviršinio oro sluoksnio temperatūra siekia 480°C, o jos paros svyravimai yra nežymūs.

Taip pat pastebimi reikšmingi skirtumai tarp dviejų planetų atmosferų sudėties. Jei Žemės atmosferoje vyrauja azoto dujos, kuriose yra pakankamai deguonies, nežymiai anglies dvideginio ir kitų dujų, tai Veneros atmosferoje situacija yra visiškai priešinga. Vyraujanti atmosferos dalis yra anglies dioksidas (~97%) ir azotas (apie 3%), su nedideliais vandens garų (0,05%), deguonies (tūkstančiosios procento dalies), argono, neono, helio ir kriptono priedais. Labai mažais kiekiais taip pat yra priemaišų SO, SO 2, H 2 S, CO, HCl, HF, CH 4, NH 3.

Abiejų planetų atmosferų slėgis ir tankis taip pat labai skiriasi. Pavyzdžiui, atmosferos slėgis Veneroje yra apie 93 atmosferos (93 kartus didesnis nei Žemėje), o Veneros atmosferos tankis yra beveik dviem dydžiais didesnis už Žemės atmosferos tankį ir tik 10 kartų mažesnis už tankį. vandens. Toks didelis tankis negali nepaveikti visos atmosferos masės, kuri yra maždaug 93 kartus didesnė už Žemės atmosferos masę.

Kaip dabar tiki daugelis astronomų; aukšta paviršiaus temperatūra, aukštas atmosferos slėgis ir didelis santykinis anglies dioksido kiekis, matyt, yra susiję veiksniai. Aukšta temperatūra skatina karbonatinių uolienų virsmą silikatu, išsiskiriant CO 2 . Žemėje CO 2 jungiasi ir pereina į nuosėdines uolienas dėl biosferos, kurios nėra Veneroje, veikimo. Kita vertus, didelis CO 2 kiekis prisideda prie Veneros paviršiaus ir apatinių atmosferos sluoksnių kaitimo, kurį nustatė amerikiečių mokslininkas Carlas Saganas.

Tiesą sakant, dujinis Veneros planetos apvalkalas yra milžiniškas šiltnamis. Jis sugeba įsileisti saulės šilumą, bet jos neišleidžia, kartu sugerdamas pačios planetos spinduliuotę. Absorberiai yra anglies dioksidas ir vandens garai. Šiltnamio efektas pasireiškia ir kitų planetų atmosferoje. Bet jei Marso atmosferoje jis pakelia vidutinę temperatūrą prie paviršiaus 9°, Žemės atmosferoje - 35°, tai Veneros atmosferoje šis efektas siekia 400 laipsnių!

Kai kurie mokslininkai mano, kad prieš 4 milijardus metų Veneros atmosfera buvo labiau panaši į Žemės atmosferą su skystu vandeniu paviršiuje, o būtent šio vandens išgaravimas sukėlė nekontroliuojamą šiltnamio efektą, kuris stebimas ir šiandien...

Veneros atmosfera susideda iš kelių sluoksnių, kurių tankis, temperatūra ir slėgis labai skiriasi: troposfera, mezosfera, termosfera ir egzosfera.

Troposfera yra žemiausias ir tankiausias Veneros atmosferos sluoksnis. Jame yra 99% visos Veneros atmosferos masės, iš kurių 90% - iki 28 km aukščio.

Temperatūra ir slėgis troposferoje mažėja didėjant aukščiui, pasiekiant 50–54 km aukštį, +20° +37°C vertes ir tik 1 atmosferos slėgį. Tokiomis sąlygomis vanduo gali egzistuoti skystu pavidalu (mažų lašelių pavidalu), kuris kartu su optimalia temperatūra ir slėgiu, panašiu į esantį šalia Žemės paviršiaus, sukuria palankias sąlygas gyvybei.

Viršutinė troposferos riba yra 65 km aukštyje. virš planetos paviršiaus, atskiriant nuo aukščiau esančio sluoksnio – mezosferos – tropopauzė. Čia vyrauja uraganiniai vėjai, kurių greitis siekia 150 m/s ir daugiau, o prie paviršiaus – 1 m/s.

Vėjus Veneros atmosferoje sukuria konvekcija: karštas oras virš pusiaujo kyla aukštyn ir sklinda ašigalių link. Šis pasaulinis sukimasis vadinamas Hadley rotacija.

pav.32 Poliarinis sūkurys netoli Veneros pietinio ašigalio. Kreditas: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA/Univ. iš Oksfordo

Artimuose 60° platumose Hadley sukimasis sustoja: karštas oras nusileidžia žemyn ir pradeda judėti atgal link pusiaujo, o tai palengvina šiose vietose esanti didelė anglies monoksido koncentracija. Tačiau atmosferos sukimasis nesiliauja net į šiaurę nuo 60-osios platumos: čia vadinama. „poliarinės apykaklės“. Jiems būdinga žema temperatūra, aukšta debesų padėtis (iki 72 km.).

Jų egzistavimas yra staigaus oro pakilimo, dėl kurio stebimas adiabatinis aušinimas, pasekmė.

Aplink pačius planetos polius, įrėmintus „poliarinėmis apykaklėmis“, veikia milžiniški poliariniai sūkuriai, keturis kartus didesni nei jų antžeminiai atitikmenys. Kiekvienas sūkurys turi dvi akis – sukimosi centrus, kurie vadinami poliariniais dipoliais. Sūkuriai sukasi maždaug 3 paras bendro atmosferos sukimosi kryptimi, o vėjo greitis svyruoja nuo 35-50 m/s ties jų išoriniais kraštais iki nulio ašigalyje.

Poliariniai sūkuriai, kaip šiandien mano astronomai, yra anticiklonai, kurių centre besileidžiančios oro srovės, o šalia poliarinių apykaklių smarkiai kyla. Panašios į Veneros poliarinius sūkurius, Žemės struktūros yra žiemos poliariniai anticiklonai, ypač tie, kurie susidaro virš Antarktidos.

Veneros mezosfera tęsiasi nuo 65 iki 120 km aukštyje ir gali būti suskirstyta į 2 sluoksnius: pirmasis yra 62-73 km aukštyje, turi pastovią temperatūrą ir yra viršutinė debesų riba; antrasis yra 73-95 km aukštyje, temperatūra čia krenta didėjant aukščiui, žemiausią pasiekdama ties viršutine -108°C riba. Virš 95 km virš Veneros paviršiaus prasideda mezopauzė – riba tarp mezosferos ir aukščiau esančios termosferos. Mezopauzės metu temperatūra kyla didėjant aukščiui ir Veneros dienos pusėje pasiekia +27° +127°C. Veneros naktinėje pusėje, mezopauzėje, pastebimas atšalimas ir temperatūra nukrenta iki -173°C. Šis regionas, šalčiausias Veneroje, kartais net vadinamas kriosfera.

Aukštesniame nei 120 km aukštyje yra termosfera, kuri tęsiasi iki 220–350 km aukščio, iki sienos su egzosfera - regionu, kuriame iš atmosferos išeina lengvos dujos, o daugiausia yra tik vandenilis. Egzosfera, o kartu ir atmosfera, baigiasi ~5500 km aukštyje, kur temperatūra siekia 600-800 K.

Veneros mezo- ir termosferoje, taip pat žemutinėje troposferoje oro masė sukasi. Tiesa, oro masės judėjimas vyksta ne kryptimi nuo pusiaujo iki ašigalių, o kryptimi iš dienos Veneros pusės į naktinę pusę. Dieninėje planetos pusėje vyksta galingas šilto oro pakilimas, kuris plinta 90-150 km aukštyje, persikeldamas į naktinę planetos pusę, kur įkaitęs oras staigiai krenta žemyn, dėl to oras įkaista adiabatiškai. . Temperatūra šiame sluoksnyje yra tik -43°C, o tai net 130° aukštesnė nei apskritai naktinėje mezosferos pusėje.

Duomenis apie Veneros atmosferos charakteristikas ir sudėtį taip pat gavo Venus serijos AMS, kurių serijos numeriai 4, 5 ir 6. Venera 9 ir 10 išaiškino vandens garų kiekį giliuose atmosferos sluoksniuose, išsiaiškino, kad maks. garų yra 50 km aukštyje, kur jie yra šimtą kartų didesni nei kieto paviršiaus, o garų dalis artėja prie vieno procento.

Be atmosferos sudėties tyrimo, tarpplanetinės stotys Venera-4, 7, 8, 9, 10 matavo slėgį, temperatūrą ir tankį apatiniuose Veneros atmosferos sluoksniuose. Dėl to buvo nustatyta, kad Veneros paviršiaus temperatūra yra apie 750 ° K (480 ° C), o slėgis yra artimas 100 atm.

Nusileidžiantys automobiliai Venera-9 ir Venera-10 taip pat gavo informaciją apie debesų sluoksnio struktūrą. Taigi 70–105 km aukštyje yra reta stratosferos migla. Žemiau, 50–65 km aukštyje (rečiau iki 90 km), yra tankiausias debesų sluoksnis, kuris savo optinėmis savybėmis yra artimesnis retajam rūkui, o ne debesims žemiškąja šio žodžio prasme. . Matomumo diapazonas čia siekia kelis kilometrus.

Po pagrindiniu debesų sluoksniu – nuo ​​50 iki 35 km aukštyje tankis nukrenta kelis kartus, o atmosfera susilpnina saulės spinduliuotę daugiausia dėl Rayleigh sklaidos CO 2 .

Debesuota migla pasirodo tik naktį, išplinta iki 37 km – iki vidurnakčio ir iki 30 km – iki aušros. Iki pietų ši migla išsisklaidys.

pav.33 Žaibas Veneros atmosferoje. Kreditas: ESA

Veneros debesų spalva yra oranžinė geltona, nes planetos atmosferoje yra didelis CO 2 kiekis, kurio didelės molekulės išsklaido šią konkrečią saulės šviesos dalį, ir pačių debesų, susidedančių iš 75, sudėties. -80 procentų sieros rūgšties (galbūt net sieros fluorido) su druskos ir vandenilio fluorido rūgščių priemaišomis. Veneros debesų kompoziciją 1972 m. atrado amerikiečių tyrinėtojai Louise ir Andrew Young, taip pat Godfrey Sill, nepriklausomai vienas nuo kito.

Tyrimai parodė, kad rūgštis Veneros debesyse chemiškai susidaro iš sieros dioksido (SO 2 ), kuris gali būti sieros turinčių paviršinių uolienų (piritų) ir ugnikalnių išsiveržimų šaltiniais. Vulkanai pasireiškia ir kitaip: jų išsiveržimai generuoja galingas elektros iškrovas – tikras perkūnijas Veneros atmosferoje, kurias ne kartą fiksavo Veneros serijos stočių instrumentai. Be to, perkūnija Veneros planetoje yra labai stipri: žaibai trenkia 2 laipsniais dažniau nei į Žemės atmosferą. Šis reiškinys vadinamas „Elektriniu Veneros drakonu“.

Debesys yra labai ryškūs, atspindi 76% šviesos (tai galima palyginti su kamuolinių debesų atspindžiu atmosferoje ir poliarinių ledo dangtelių Žemės paviršiuje). Kitaip tariant, daugiau nei tris ketvirtadalius saulės spinduliuotės atspindi debesys ir tik mažiau nei ketvirtadalis praeina žemyn.

Debesų temperatūra - nuo +10° iki -40°С.

Debesų sluoksnis sparčiai juda iš rytų į vakarus ir per 4 Žemės dienas padaro vieną apsisukimą aplink planetą (pagal Mariner-10 stebėjimus).

Veneros magnetinis laukas. Veneros planetos magnetosfera

Veneros magnetinis laukas yra nereikšmingas – jos magnetinis dipolio momentas mažesnis nei Žemės mažiausiai penkiomis dydžiu. Tokio silpno magnetinio lauko priežastys: lėtas planetos sukimasis aplink savo ašį, mažas planetos šerdies klampumas, gali būti ir kitų priežasčių. Nepaisant to, dėl tarpplanetinio magnetinio lauko sąveikos su Veneros jonosfera pastarojoje susidaro nedidelio intensyvumo (15-20 nT) chaotiškai išsidėstę ir nestabilūs magnetiniai laukai. Tai vadinamoji indukuota Veneros magnetosfera, turinti lanko šoką, magneto apvalkalą, magnetopauzę ir magneto uodegą.

Smūgio banga yra 1900 km aukštyje virš Veneros planetos paviršiaus. Šis atstumas buvo išmatuotas 2007 m. esant minimaliam saulės aktyvumui. Maksimalaus saulės aktyvumo metu smūginės bangos aukštis didėja.

Magnetopauzė yra 300 km aukštyje, o tai yra šiek tiek aukščiau jonopauzės. Tarp jų yra magnetinis barjeras – staigus magnetinio lauko padidėjimas (iki 40 T), kuris neleidžia saulės plazmai prasiskverbti į Veneros atmosferos gelmes, bent jau esant minimaliam saulės aktyvumui. Viršutiniuose atmosferos sluoksniuose dideli O+, H+ ir OH+ jonų nuostoliai yra susiję su saulės vėjo aktyvumu. Magnetopauzės ilgis yra iki dešimties planetos spindulių. Tas pats Veneros magnetinis laukas, tiksliau, jos uodega, tęsiasi iki kelių dešimčių Veneros skersmenų.

Planetos jonosfera, su kuria susijęs Veneros magnetinio lauko buvimas, atsiranda dėl reikšmingų potvynių ir potvynių įtakų dėl santykinio artumo Saulei, dėl kurios virš Veneros paviršiaus susidaro elektrinis laukas, kurio stiprumas gali būti du kartus didesnis už virš Žemės paviršiaus stebimo „gilaus oro lauko“ stiprumą. Veneros jonosfera yra 120-300 km aukštyje ir susideda iš trijų sluoksnių: tarp 120-130 km, tarp 140-160 km ir tarp 200-250 km. Netoli 180 km aukštyje gali būti papildomas sluoksnis. Didžiausias elektronų skaičius tūrio vienete - 3×10 11 m -3 rastas 2-ame sluoksnyje prie saulėgrąžų taško.

Venera yra arčiau Žemės nei bet kuri kita planeta. Tačiau tanki, debesuota atmosfera neleidžia tiesiogiai matyti jos paviršiaus. Radaro vaizdai rodo labai platų kraterių, ugnikalnių ir kalnų įvairovę.
Paviršiaus temperatūra yra pakankamai karšta, kad ištirptų švinas, o ši planeta kažkada galėjo turėti platų vandenyną.

Venera yra antroji planeta nuo Saulės, turinti beveik apskritą orbita, kurią ji aplenkia per 225 Žemės dienas 108 mln. km atstumu nuo Saulės. Apsisukimas aplink Veneros ašį trunka 243 Žemės dienas – maksimalų laiką tarp visų planetų. Venera sukasi aplink savo ašį išvirkščia pusė, tai yra priešinga orbitai kryptimi. Šis lėtas ir atvirkštinis sukimasis reiškia, kad, kaip matyti iš Veneros, Saulė teka ir leidžiasi tik du kartus per metus, nes Veneros dienų yra 117 mūsų dienų. Venera prie Žemės artėja 45 milijonų km atstumu – arčiau nei bet kuri kita planeta.

Venera yra tik šiek tiek mažesnė už Žemę ir turi beveik tokią pat masę. Dėl šių priežasčių Venera kartais vadinama Žemės dvyne arba seserimi. Tačiau šių dviejų planetų paviršius ir atmosfera yra visiškai skirtingi. Žemėje yra upių, ežerų, vandenynų ir atmosfera, kuria kvėpuojame. Venera yra labai karšta planeta su tankia atmosfera, kuri būtų mirtina žmonėms.

Prieš pradžią kosminis amžius Astronomai apie Venerą žinojo labai mažai. Tankūs debesys neleido jiems matyti paviršiaus per teleskopus. Erdvėlaiviui pavyko prasibrauti per Veneros atmosferą, kurią daugiausia sudaro anglies dioksidas su azoto ir deguonies priemaišomis. Blyškiai geltonuose debesyse atmosferoje yra sieros rūgšties lašelių, kurie patenka į paviršių kaip rūgštus lietus.

Surasti Venerą danguje lengviau nei bet kurią kitą planetą. Jo tankūs debesys puikiai atspindi saulės šviesą, todėl planeta yra šviesi. Kadangi Veneros orbita yra arčiau Saulės nei Žemės, Venera niekada nenutolsta nuo Saulės mūsų danguje. Kas septynis mėnesius, kelias savaites, Venera yra ryškiausias vakarų dangaus objektas. Ji vadinama „vakaro žvaigžde“. Šiais laikotarpiais Veneros spindesys yra 20 kartų didesnis nei Sirijaus, ryškiausios žvaigždės šiauriniame danguje, spindesys. Po trijų su puse mėnesio Venera pakyla tris valandas prieš Saulę ir tampa nuostabia rytinio dangaus „ryto žvaigžde“.

Venerą galite stebėti maždaug valandą po saulėlydžio arba valandą prieš saulėtekį. Kampas tarp Veneros ir Saulės niekada neviršija 47°. Dvi ar tris savaites netoli šių taškų Veneros negalima praleisti, nebent dangus būtų giedras. Jei Venerą pirmą kartą pamatysite danguje prieš aušrą didžiausio vakarietiško pailgėjimo laikotarpiu, galėsite ją atskirti vėliau, net po saulėtekio, ji tokia ryški. Jei naudojate žiūronus ar teleskopą, imkitės būtinų atsargumo priemonių, kad Saulė netyčia nepatektų į jūsų regėjimo lauką.

Nesunku pastebėti, kad Venera, kaip ir Lupė, turi fazių. Didžiausio pailgėjimo taškuose planeta atrodo kaip mažas mėnulis pusiau disko fazėje. Venerai artėjant prie Žemės, jos tariamasis dydis kasdien šiek tiek didėja, o forma pamažu keičiasi į siaurą pusmėnulį. Tačiau dėl tankių debesų planetos paviršiaus ypatybių nematyti.

Veneros tranzitas per Saulės diską

Labai retai Venera prasiskverbia tiksliai tarp Žemės ir Saulės. Šios ištraukos buvo naudojamos XVIII a. nustatyti saulės sistemos dydį. Pastebėję laiko skirtumą tarp praėjimo pradžios ir pabaigos, stebint iš skirtingų Žemės taškų, astronomai įvertino atstumą tarp Žemės ir Veneros. Trečioji kapitono Kuko kelionė ieškant atradimų (1776–1779 m.) apėmė ištraukos stebėjimą. Venera kitą kartą kirs Saulės diską 2004 m.

Veneros fazės

Galilėjus pirmasis stebėjo Veneros fazes 1610 m. Iš panašumo į Mėnulio fazes jis padarė išvadą, kad Veneros orbita yra arčiau Saulės nei Žemės orbita. Jo Veneros stebėjimai įrodė, kad Saulė yra mūsų saulės sistemos centre. Maždaug mėnesį kartą per kelias dienas stebėdami Veneros fazes galite apskaičiuoti, ar ši planeta artėja prie mūsų, ar tolsta nuo mūsų.

karštas pasaulis

Veneros atmosfera itin karšta ir sausa. Paviršiaus temperatūra pasiekia aukščiausią maždaug 480°C. Veneros atmosferoje yra 105 kartus daugiau dujų nei Žemės atmosferoje. Šios atmosferos slėgis šalia paviršiaus yra labai didelis, 95 kartus didesnis nei Žemėje. Erdvėlaiviai turi būti suprojektuoti taip, kad atlaikytų gniuždančią, gniuždančią atmosferos jėgą. 1970 m. pirmasis erdvėlaivis, nusileidęs į Venerą, tvankius karščius galėjo ištverti tik maždaug vieną valandą, tiek tiek laiko, kad Žemei būtų išsiųsti duomenys apie paviršiaus sąlygas. 1982 metais Veneroje nusileidęs rusų lėktuvas taip pat atsiuntė į Žemę spalvotas aštrių uolienų nuotraukas.

Dėl šiltnamio efekto Veneroje siaubingai karšta. Atmosfera, kuri yra tankesnė anglies dioksido antklodė, išlaiko šilumą, sklindančią iš saulės. Dėl to susikaupia toks šiluminės energijos kiekis, kad atmosferos temperatūra yra daug aukštesnė nei krosnyje.

Žemėje, kur anglies dvideginio ir atmosferos kiekis nedidelis, natūralus šiltnamio efektas pakelia pasaulinę temperatūrą 30 "C. O Veneroje šiltnamio efektas pakelia temperatūrą dar 400". Tyrinėdami stipriausio šiltnamio efekto Venerai fizikines pasekmes, galime įsivaizduoti rezultatus, kad Žemėje kaupiasi šilumos perteklius, atsirandantis dėl didėjančios anglies dvideginio koncentracijos atmosferoje deginant iškastinį kurą – anglį ir naftą, t. gali sukelti.

Venera ir Žemė senovėje

Prieš 4,5 milijardo metų, kai Žemė susiformavo pirmą kartą, joje taip pat buvo labai tanki anglies dioksido atmosfera – kaip ir Venera. Tačiau šios dujos ištirpsta vandenyje. Žemė nebuvo tokia karšta kaip Venera, nes ji yra toliau nuo Saulės; dėl to liūtys iš atmosferos išplovė anglies dvideginį ir nusiuntė jį į vandenynus. Iš jūros gyvūnų kriauklių ir kaulų atsirado uolienos, tokios kaip kreida ir kalkakmenis, kuriuose buvo anglies ir deguonies. Be to, anglies dioksidas buvo išgautas iš mūsų planetos atmosferos ir formuojantis anglims bei naftai. Veneros atmosferoje židinio nėra daug. O dėl šiltnamio efekto atmosferos temperatūra viršija vandens virimo temperatūrą iki maždaug 50 km aukščio. Galbūt Venera kažkada turėjo vandenynus, bet jei ir buvo, jie jau seniai išvirto.

Veneros paviršius

Norėdami ištirti Veneros paviršiaus prigimtį po storu debesų sluoksniu, astronomai naudoja ir tarpplanetinius laivus, ir radijo bangas. Daugiau nei 20 JAV ir Rusijos erdvėlaivių jau skrido į Venerą, daugiau nei bet kuri kita planeta. Pirmąjį Rusijos laivą sugniuždė atmosfera. Tačiau aštuntojo dešimtmečio pabaigoje ir devintojo dešimtmečio pradžioje padarytos pirmosios nuotraukos, kuriose matomi kietų uolienų dariniai – aštrūs, nuožulnūs, trupantys, smulkūs trupiniai ir dulkės. - kurios cheminė sudėtis buvo panaši į vulkanines Žemės uolienas.

1961 metais mokslininkai į Venerą pasiuntė radijo bangas ir gavo Žemėje atspindėtą signalą, matuojantį planetos sukimosi aplink savo ašį greitį. 1983 metais erdvėlaiviai Veiera-15 ir Venera-16 įskrido į orbitą aplink Venerą.

Naudodami radarą jie sukūrė planetos šiaurinio pusrutulio žemėlapį iki lygiagrečių 30". Dar detalesnius viso paviršiaus žemėlapius su detalėmis iki 120 m dydžio 1990 metais gavo erdvėlaivis Magelanas. Kompiuterių pagalba. , radaro informacija buvo paversta į nuotraukas panašiais vaizdais, kuriuose matomi ugnikalniai, kalnai ir kitos kraštovaizdžio detalės.

smūginiai krateriai

Magelanas į Žemę perdavė nuostabius didžiulių Veneros kraterių vaizdus. Jie atsirado dėl milžiniškų meteoritų, prasiveržusių per Veneros atmosferą į jos paviršių, smūgių. Tokie susidūrimai išlaisvino planetoje esančią skystą lavą. Kai kurie meteoritai sprogo žemesniuose atmosferos sluoksniuose, sukurdami smūgines bangas, kurios suformavo tamsius apvalius kraterius. Per atmosferą einantys meteoritai skrenda apie 60 000 km/h greičiu. Tokiam meteoritui atsitrenkus į paviršių, kieta uoliena akimirksniu virsta karštais garais, žemėje paliekant kraterį. Kartais lava po tokio smūgio randa kelią aukštyn ir išteka iš kraterio.

Vulkanai ir lava

Vporio paviršius padengtas šimtais tūkstančių ugnikalnių. Yra keletas labai didelių: 3 km aukščio ir 500 km pločio. Tačiau dauguma ugnikalnių yra 2–3 km skersmens ir apie 100 m aukščio. Lavos išsiliejimas Venera užtrunka daug ilgiau nei Žemėje. Venera yra per karšta, kad kiltų ledas, lietus ar audros, todėl nėra jokio reikšmingo oro poveikio. Tai reiškia, kad ugnikalniai ir krateriai beveik nepasikeitė nuo tada, kai susiformavo prieš milijonus metų. Veneros nuotraukose, darytose iš Magelano, matome tokį senovinį kraštovaizdį, kurio Žemėje nepamatysi – ir vis dėlto jis jaunesnis nei daugelyje kitų planetų ir didintuvų.

Matyt, Venera yra padengta kietomis uolomis. Po jais cirkuliuoja karšta lava, sukeldama įtampą pelkėtame paviršiniame sluoksnyje. Lava nuolat trykšta iš skylių ir įtrūkimų kietoje uolienoje. Be to, ugnikalniai visą laiką skleidžia mažų sieros rūgšties lašelių srautus. Kai kuriose vietose tiršta lava, palaipsniui besisunkdama, kaupiasi didžiulių, iki 25 km pločio, balų pavidalu. Kitose vietose ant paviršiaus susidaro didžiuliai letenų burbuliukai, kurie vėliau nukrenta.

Žemėje geologams nėra lengva išsiaiškinti mūsų planetos istoriką, nes grindis nuolat ardo vėjas ir lietus. Venera labai domina mokslininkus dėl to, kad jos paviršius panašus į senovės iškastinius sluoksnius. Jo kraštovaizdžio detalės, kurias atrado Magelanas, yra šimtų milijonų metų senumo.

Šioje sausoje planetoje, kurios pasaulis yra arčiausiai mūsų, yra išsaugoti ugnikalniai ir lavos srautai.

Kaip rasti „ryto žvaigždę“

Planeta sukasi arčiau Saulės nei Žemė, tad paaiškinkite, kaip danguje rasti Venerą? Tai gana lengva. Jis visada bus pakankamai arti Saulės.

Venera aplink Saulę sukasi greičiau nei Žemė, todėl danguje pasirodys vakaruose arba prieš saulėtekį rytuose.

Kaip pagauti ryto žvaigždę

Norint tiksliai nustatyti Veneros vietą, galima pasitelkti programas – planetariumus, kurios leidžia labai tiksliai žinoti jos buvimo vietą. Stebint reikia atsiminti keletą dalykų. Pirmiausia turite atsižvelgti į tai, kad yra ekliptikos plokštuma.

Jei atsekate žvaigždės kelią per dangų, jos judėjimo linija vadinama ekliptika.

Ekliptika per metus šiek tiek keičiasi. Tiesą sakant, jis kyla ir krinta. Aukščiausias taškas būna vasaros saulėgrįžos dieną, o žemiausias – po šešių mėnesių – žiemos saulėgrįžos dieną. Todėl stebėjimo objektų padėtis visada keisis, priklausomai nuo sezono.

Tariamas objektų judėjimas danguje dėl Žemės sukimosi yra 15 laipsnių per valandą.

Venera nėra matoma prieš saulės šviesą, kol ji nėra nutolusi nuo Saulės 5 laipsnių atstumu, todėl jos negalima stebėti 20 minučių po saulėlydžio arba prieš saulėtekį.

Didžiausiu rytų ir vakarų pailgėjimu jis pasislenka nuo 45 iki 47 laipsnių nuo Saulės ir juda 3 valandas 8 minutes į priekį arba už jos.

Dabar žinote, kaip danguje rasti planetą, ir jums reikia teleskopo, kad pamatytumėte ne tik ryškią žvaigždę danguje. Be to, planetinis filtras ir automatinio sekimo teleskopas yra tvarkingi, kad galėtumėte sutelkti visą savo dėmesį į stebėjimą.

Sėkmės ieškant ryto žvaigždės.

	· · · ·

Teigiama, kad Napoleonas buvo gana susierzinęs ir supykęs, kai vieną popietę jo kelionės į Liuksemburgo rūmus metu publika žiūrėjo nebe į jį, o į ryškiai dienos danguje spindinčią žvaigždę. Ši nuostabi „žvaigždė“ buvo planeta Venera.

Taip tikrai atsitinka. Yra žinoma, kad 1750 m., taip pat ir Paryžiuje, dienos danguje buvo matoma Venera, dėl kurios miesto ir apylinkių gyventojai buvo nustebinti ir išgąsdinti. 1799 m. generolas Bonapartas, grįžęs iš Italijos užkariavimo, virš savo galvos taip pat pamatė nuostabų dangišką deimantą. Galbūt tada jis patikėjo „savo žvaigžde“.

Camille Flammarion „Populiarioji astronomija“ sako, kad senovėje Enėjas, grįžęs iš Trojos, dieną matė Venerą, spindinčią zenite.

Ir štai ką knygoje „Public Astronomy“ rašė kitas prancūzų astronomas Francois Arago: „... 1716 m. Londono minia svarstė pasirodymą. Venera diena kažkam nuostabaus. Tai suteikė Halley priežastį apskaičiuoti pozicijas, kuriose planeta pasirodo didžiausiu tūriu ... "

Veneros matomumo sąlygos

Bet iš tikrųjų, kokios yra Veneros matomumo sąlygos? Ypač dienos metu? Geriausias matomumas – vakare arba ryte – kai yra Venera. Venerai didžiausia vertė yra 48° (retais atvejais – 52°). Tačiau ne kiekviename pailgėjime Venera pakankamai gerai matoma danguje. Geriausias vakarinis matomumas vasario, kovo, balandžio mėnesiais. Rytinis matomumas vakarinio pailgėjimo metu geriausias rudenį: rugpjūtį, rugsėjį, spalį. Būtent šiuo metų laiku tai būna stebima dienos metu.

„... Tada danguje pasirodys ženklas, žvaigždė šviesi, stovi virš bažnyčios, šviečia visą dieną ...“ - skaitome, pavyzdžiui, Pskovo kronikoje. Tai buvo Venera 1331 m. rugpjūčio 25 d. Tą dieną ji buvo vakarietiškoje pailgėjime, tai yra, ji buvo ryto žvaigždė, o jos ryškumas artėjo prie didžiausio įmanomo.

Venera ryškiausia maždaug 36 dienas prieš ir 36 dienas po žemesnės jungties. Esant didžiausiam ryškumui, Veneros tariamasis žvaigždžių dydis siekia minus 4,6 m ir daugiau.

Būna taip nuo ryškios Veneros, objektai Žemėje suteikia šešėlį.

Iš devynių Saulės sistemos planetų, Venera didžiausias albedas(atspindėjimas) – 0,77, ko gero, dėl planetos anglies dvideginio atmosferos. Tačiau Venera taip pat gauna maždaug dvigubai daugiau saulės šviesos nei Žemė. Štai kodėl net Marse Venera yra ryškiausia dangaus šviesa po Saulės ir Marso mėnulių.

Dabar keli žodžiai apie Veneros fazes. Yra žinoma, kad žmonės, turintys išskirtinai aštrų regėjimą, gali matyti Veneros fazes net plika akimi. Kaip, pavyzdžiui, žinomo matematiko Gauso motina. Jis pakvietė savo motiną pažvelgti į Venerą per astronominį vamzdelį, jis manė padaryti įspūdį precedento neturinčiu vaizdu: Venera pjautuvo pavidalu. Tačiau jis pats turėjo nustebti.

Moteris tik paklausė, kodėl tik akimi mato pjautuvą, pasuktą į vieną pusę, o per teleskopą - į kitą...

Yra žinoma, kad mėnulis ryškiausias per pilnaties fazę. Tačiau didžiausias Veneros ryškumas patenka į laikotarpį, kai apšviesta apie 30 procentų jos paviršiaus. Tai yra maždaug pusiaukelė tarp didžiausio pailgėjimo ir prastesnės jungties.

Visa seka, visas jos fazių ciklas, Venera per 8 metus praeina beveik lygiai 5 kartus.Astronomine kalba tai skamba taip: per 8 metus Veneros padaromi 5 sinodiniai apsisukimai.

Iš tiesų: vidutinis sinodinis Veneros laikotarpis apie 584 dienas. Jei 5 x 584 = 2920 dienų. Ir 8 Žemės apsisukimo aplink Saulę periodai – 8 x 365,25 = 2922 dienos. Tai tik 2 dienų skirtumas! Štai kodėl kas 8 metus Veneros matomumo sąlygos yra beveik vienodos. Tai yra, kas 8 metus Venera pasirodo beveik tiksliai toje pačioje fazėje, beveik tiksliai toje pačioje dangaus vietoje.

Planetos skersmuo skirtingose ​​fazėse nėra vienodas: siauras pjautuvas yra daug didesnio skersmens nei pilnas diskas. Priežastis ta, kad skirtingomis fazėmis planeta nuo mūsų nutolusi skirtingais atstumais (nuo 108 iki 258 mln. kilometrų). Netoli Žemės Venera atsigręžia į mus neapšviesta puse, todėl niekada nematome jos didžiausios fazės. Visas diskas matomas tik iš didžiausio atstumo. Venera mums yra ryškiausia, kai jos kampinis skersmuo yra 40 ″, o pjautuvo kampinis plotis yra 10 ″. Tada ji šviečia 13 kartų ryškiau nei Sirijus – ryškiausia žvaigždė žemės danguje.

Štai kodėl ant senovinių stelų, antspaudų, amuletų Venera buvo nudažyta 8 spinduliais. O skaičius 8 daugelio senovės tautų buvo laikomas šventu.

Babiloniečiai III tūkstantmečio pabaigoje pr. e. buvo kalendorius, pagrįstas 8 metų ciklu. „8 didžiosios pirmykščių laikų dievybės“ žinojo egiptiečiai.

Homero „Odisėjoje“ aštuntieji metai ne kartą minimi kaip lūžio taškas, atnešantis lemiamų pokyčių. Graikijoje paprastai buvo manoma, kad reikšmingi įvykiai dažniausiai įvykdavo aštuntaisiais metais. Orestas keršija už savo tėvo nužudymą, įvykdytą prieš 8 metus.

Remiantis viena Tesėjo mito versija, atėniečiai kas 8 metus į Kretą siuntė baisią duoklę pabaisai Minotaurui.

Šviesos ir meno dievo Apolono garbei trakiečiai pavadino „aštuonerius metus“. O senovės Tėbuose šventė Apolono garbei buvo švenčiama kas 8 metus. Senovės actekai kas 8 metus rengdavo „vandens ir duonos sugėrimo“ šventę. Mozės įstatymuose yra nuoroda: „Ir sėsi aštuntais metais...“ Sąrašą būtų galima tęsti. Bet ir to pakanka, kad suprastum Veneros reikšmę senovės tautų gyvenime! Venera buvo iki šiol pirmoji iš „klaidžiojančių žvaigždžių“, kurią žmogus išskyrė dėl jos ryškaus ryškumo.

Tačiau iš pradžių senovės tautos „ryto ir vakaro žvaigždes“ laikė dviem skirtingomis. Ryto Venera senovės graikai vadino Fosforą, o lotynai – Liuciferį, abu žodžiai reiškė „nešanti šviesą“.

BET vakaro Venera vadinamas - Vesper (Hesper), tai yra "vakarai", "vakaras".

Žodis „Vesper“ šiais laikais daugeliu kalbų reiškia „vakarinę maldą“.