Видливост и положба на планетите на небото во текот на месецот.

Јуни, „најсветлиот“ месец, всушност не ги фаворизира астрономските набљудувања. Ако на југ ноќите се едноставно кратки, тогаш во умерените географски широчини воопшто започнува периодот на бели ноќи. Светлите планети, Сонцето и Месечината остануваат речиси единствените достапни објекти за набљудување.

Сите четири светли планети може да се видат на јунското небо оваа година. Јупитер е видлив во првата половина на месецот во вечерните часови на запад, прекрасната Венера во текот на целиот јуни - наутро на исток. Во вечерните часови на југ и југозапад можете да ги набљудувате Марс и Сатурн. Овие две планети се најпогодни за набљудување во јуни.

Но, ќе го започнеме нашиот преглед со Меркур, планетата најблиску до Сонцето.

Меркур

Меркур неколку минути пред неговото окултирање од страна на Месечината на дневното небо на Сочи на 26 јуни 2014 година.

На почетокот на јуни завршува периодот на вечерна видливост на Меркур. Планетата најблиску до Сонцето можеше да се набљудува во првите денови од месецот ниско на северозапад околу половина час по зајдисонце, а само на југ, надвор од зоната на белите ноќи. Скоро цел јуни, Меркур е на небото во близина на нашата дневна ѕвезда и затоа не е достапен за набљудување. На 19 јуни планетата влегува во инфериорна конјукција со Сонцето, односно ќе помине помеѓу Земјата и Сонцето, по што поминува на утринското небо.

На 26 јуни Меркур, кој се наоѓа на небото на само 10 ° од Сонцето, ќе биде покриен од Месечината. Овој интересен феномен ќе биде забележан на Атлантикот, Америка и Европа, особено на Крим и на брегот на Црното Море на Кавказ. Окултацијата ќе започне околу 17 часот кога Месечината и Сонцето се на западното небо.

Светлината на Меркур ќе биде околу 2,5 метри, што, во принцип, ви овозможува да ја видите планетата на позадината на синото небо во добар аматерски телескоп. Сепак, бидете исклучително внимателни! Не заборавајте дека позлата ќе се случи во близина на Сонцето и ѕвездените зраци може случајно да го погодат окуларот и да ви го оштетат видот! Набљудувањето на овој феномен би го препорачале само на искусни аматери. Од наша страна, ќе се обидеме да објавиме интересни фотографии од покривањето, доколку такви се појават на Интернет.

Венера

Дали сте ја виделе Венера ова лето? Во почетокот на јуни, Утринската ѕвезда изгрева околу еден час пред изгрејсонцето над источниот (поточно, североисточниот-источен) дел од хоризонтот.

Сепак, периодот на видливоста на Венера е прилично произволен: во Украина, на Крим и на Кавказ, планетата во моментов е видлива речиси 1,5 часа, појавувајќи се на темно небо. На географската широчина на Москва, периодот на видливост на Венера не достигнува дури и до еден час. Уште посеверно, со оглед на белите ноќи, уште помалку. Во исто време, планетата се издига на позадината на зората. Но, сè уште можете да го најдете во Санкт Петербург поради големата осветленост на планетата (во текот на јуни таа останува околу -4 метри). Забележете дека во моментот на издигнување, Венера, која всушност е бела, може да биде црвена, портокалова и длабоко жолта, што ќе го збуни почетникот. Во овој случај, се соочуваме со типично црвенило на вселенските објекти во близина на хоризонтот поради прашината што лебди во атмосферата на Земјата.

Што ќе се случува на небото со Венера во текот на месецот? Морам да кажам дека во текот на јуни планетата има директно движење (односно, се движи против позадината на ѕвездите во иста насока како Сонцето, од запад кон исток), движејќи се по соѕвездието Овен. Венера постепено се израмнува со ѕвездата на небото, но во јуни растојанието е малку намалено - од 37 на 30 степени. Позицијата на точката на издигнување на планетата е малку поместена на север.

30 степени од Сонцето е многу удобно растојание за набљудување на толку светла планета на небото пред зори. Меѓутоа, во умерените географски широчини и на север, интервенираат бели ноќи, што донекаде го отежнува неговото набљудување. Но, дури и во овој случај, како што рековме погоре, Венера може да се види прилично лесно со голо око, а да не зборуваме за набљудувања преку телескоп или двоглед. Пред изгрејсонце, планетата има време да се издигне на небото на ширината на Москва за околу 10 °, на ширината на Сочи - за 15 ° над хоризонтот.

Можеби после изгрејсонцето јунските набљудувања на Венера преку телескоп ќе бидат најинтересни и најпродуктивни. Веќе наутро, планетата се издигнува доволно високо над хоризонтот што атмосферските турбуленции не ја нарушуваат многу сликата во окуларот, а слабиот контраст помеѓу блескавата бела Венера и сината позадина на небото често ви овозможува да забележите многу повеќе детали. во облачноста на планетата од вообичаено.

Во текот на јуни, привидните димензии се намалуваат од 14 на 12 лачни секунди, а фазата се зголемува од 0,77 на 0,86. (Планетата, следејќи помала орбита, ја престигна Земјата и сега се оддалечува од неа, а за неколку месеци ќе се скрие зад Сонцето.)

Венера и Месечината на утринското небо на 24 јуни. Димензиите на месечината се зголемени за 4 пати за јасност.

Морам да кажам дека во текот на денот е сосема можно да се види Венера со голо око. За да го направите ова, доволно е да се изолирате од светлото Сонце и да размислите за дел од небото 30 ° десно од ѕвездата. Во првата половина од денот, Венера ќе биде малку над Сонцето, во втората, соодветно, подолу. Конечно, на 24 јуни, одлична референтна точка за наоѓање на Венера, и пред изгрејсонце и на небото во текот на денот, ќе биде „стареењето“ на Месечината, чија тесна полумесечина ќе се приближи до планетата до 3,5 °.

Марс

Поминаа 2 месеци од противењето на Марс во април. Сјајот и привидната големина на Црвената планета значително се намалија и продолжуваат да се намалуваат брзо. Сепак, во јуни, Марс останува еден од најистакнатите небесни телаво вечерните и ноќните часови.

Цел месец планетата е во соѕвездието Девица, се движи наспроти позадината на ѕвездите во иста насока како Сонцето и постепено се приближува до Спика, главната ѕвезда на соѕвездието Девица. Марс се појавува во вечерниот самрак на југозапад на 25 ° над хоризонтот (на географската ширина на Москва). Планетата може да се разликува од ѕвездите по нејзината карактеристична розева боја, па дури и сјајот (ѕвездите имаат тенденција да трепкаат забележливо).

На почетокот на јуни, видливоста на Марс е околу 4 часа, на крајот - само 2 часа. Светлината на планетата се намалува од -0,5 m до 0,0 m, дијаметарот на видливиот диск е од 11,9" до 9,5". Во добар аматерски телескоп со леќа од 120 mm или повисока, може да се најдат многу интересни детали на дискот на планетата - поларни капи, темни и светли области, области со различни нијанси на жолта, црвена, па дури и сина. И во модерните дигитални слики, Мистериозната планета и денес изгледа многу импресивно.

Планетата Марс, фотографирана на 7 мај 2014 година. Сликата јасно ја покажува северната поларна капа, темните области на регионот Chryse и светлите цирусни облаци.

Јупитер

Сатурн, Месечината, Марс и Јупитер вечерта на 8 јуни. Јупитер во вечерните часови во првата половина на јуни е видлив во зраците на вечерните зори ниско на северозапад.

Сјаејќи на нашето небо речиси една година, Јупитер го завршува периодот на вечерна видливост во јуни. Планетата се движи во иста насока како и Сонцето, но бидејќи е подалеку од нас од дневната светлина, се движи наспроти позадината на ѕвездите побавно од Сонцето. На крајот на јули, Сонцето ќе го достигне Јупитер и планетата повторно, како и минатата година, ќе се пресели на вечерното небо, каде на 18 август ќе има забележително приближување до Венера.

Во првата половина на јуни, Јупитер може да се набљудува околу 2 часа во вечерниот самрак на северозапад (90 ° десно од Марс); на крајот на месецот, планетата всушност се крие во зраците на Сонцето.

И покрај фактот дека Јупитер моментално се наоѓа во близина на најоддалечената точка на неговата орбита од Земјата, планетата е толку голема што нејзината светлина и големина не се значително намалени во споредба со зимскиот период. Во јуни, осветленоста на Јупитер е околу -1,9 m, а дијаметарот на видливиот диск е околу 32 инчи. Планетата сè уште е совршено видлива дури и во малите телескопи; неговите набљудувања ќе бидат попречени во многу поголема мера од ниската положба над хоризонтот и светлата позадина на небото во умерените географски широчини отколку од растојанието од Земјата.

Сатурн

Приближувањето на Месечината и Сатурн на полноќ на 11 јуни 2014 година. Ве молиме имајте предвид дека Сатурн, Марс и светлата ѕвезда Арктур ​​формираат речиси рамнокрак триаголник на небото во јуни.

Позицијата на Сатурн на небото ја прави оваа планета најзгодна за набљудување во јуни 2014 година. Бидејќи е во соѕвездието на Вага цел месец, прстенестиот џин се појавува на самрак на југ на надморска височина од 15-20 степени над хоризонтот, во зависност од географската ширина на набљудување. На југот на Русија, Украина, Казахстан, видливоста на Сатурн ќе биде околу 6 часа, на умерените географски широчини планетата ќе биде видлива во текот на кратката ноќ.

Во однос на осветленоста (0,4 m), Сатурн е споредлив со повеќето светли ѕвезди, сепак, ова можеби не е доволно за почетник самоуверено да ја идентификува планетата на светлото јунско ноќно небо. Специјално за љубителите на астрономијата почетници, ќе ве информираме дека во вечерните часови Сатурн може да се најде на 30 ° (околу 3-4 тупаници на испружена рака) источно од црвеникавиот и посветол Марс. При пребарувањето, важно е да не се меша Марс со ѕвездата Арктур, која исто така е црвеникава и има приближно ист сјај како Марс. Во принцип, Марс, Арктур ​​и Сатурн формираат рамнокрак триаголник на јунското небо, во чија основа се две планети. Најлесен начин да ја пронајдете планетата ќе биде ноќта меѓу 10 и 11 јуни. Во тоа време, веднаш до Сатурн (само 1,5 ° јужно од планетата), Месечината ќе биде во фаза блиску до полната Месечина.

Бојата на Сатурн е жолта. Веќе во мал телескоп може да се види дискот на планетата срамнет кон половите и луксузните прстени на планетата отворени на 20 °. Видливите димензии на планетата се 18″, а прстените се 40×15″. Во телескоп со леќа од 100 mm или повеќе, можете да се обидете да ја видите Cassini Gap во прстените на планетата. Дури и со помали инструменти, најголемата месечина на Сатурн Титан може да се види како ѕвезда од 8,4 метри.

Уран и Нептун

Последните планети во нашиот преглед се Уран и Нептун. Далечните џинови се премногу слаби за да се набљудуваат со голо око (само Уран во спротивставеност може да се види на границата на видливост во ноќ без месечина). И во повеќето аматерски телескопи, тие најдобро изгледаат како ситни зеленикаво-сини дискови без никакви детали.

Сега и Уран и Нептун се на утринското небо во соѕвездијата Риби и Водолија, соодветно. Видливоста на Уран во јуни е околу 1 час на почетокот на месецот и се зголемува до 2 часа на крајот. Светлината на планетата е 6,0 метри, привидната големина на планетата е 3,4 инчи; за да го видите дискот, потребен ви е телескоп со леќа од најмалку 80 mm и зголемување од 80× или поголемо. Забележете дека е речиси невозможно да се набљудува планетата северно од Москва поради белите ноќи.

Во уште поголема мера, второто важи и за Нептун, кој, дури и да се издигне речиси еден час порано од Уран, има осветленост од само 8 метри. Како Уран, Нептун се движи по небото во иста насока како и Сонцето. Може да се најде во близина на ѕвездата Сигма Акварии (магнитуда 4,8 метри). За да го видите дискот на планетата, потребна ви е посериозна алатка: телескоп со леќа од 100-120 mm и зголемување од над 100 ×.

Повторуваме дека пребарувањето и набљудувањето на овие планети, поради нивната оддалеченост од Земјата, во најдобар случај имаат само когнитивна вредност за аматерите.

Да резимираме. Во јуни, сите планети се видливи на небото, освен Меркур, кој влегува во инфериорна конјукција со Сонцето на 19-ти. Ќе се развијат најповолни услови за набљудување на Сатурн и Марс. Овие две планети се појавуваат на небото во самрак на југ и југозапад, соодветно. Планетите се наоѓаат на надморска височина од околу 20 ° над хоризонтот и се видливи 6 и 4 часа, соодветно. Во умерените географски широчини, Сатурн може да се набљудува во текот на кратката ноќ.

Венера е видлива на исток наутро околу еден час пред изгрејсонце. Сјајот на планетата ви овозможува да ја набљудувате и во текот на денот, и со телескоп и со голо око. Јупитер се уште може да се види во вечерните часови на северозапад, во зраците на вечерните зори. Нејзината видливост рапидно се намалува, а на крајот на месецот планетата ќе се скрие во зраците на Сонцето.

Планетата Венера

Општи информации за планетата Венера. Сестра на Земјата

Сл.1 Венера. Снимка од уредот MESSENGER од 14 јануари 2008 година. Кредит: НАСА/Универзитет Џон Хопкинс применета физика лабораторија/Карнеги институција од Вашингтон

Венера е втората планета од Сонцето, многу слична по големина, гравитација и состав на нашата Земја. Во исто време, тој е најсветлиот објект на небото по Сонцето и Месечината, достигнувајќи јачина од -4,4.

Планетата Венера е многу добро проучувана, бидејќи повеќе од десетина вселенски летала ја посетиле, но астрономите сè уште имаат некои прашања. Еве само неколку од нив:

Првото од прашањата се однесува на ротацијата на Венера: нејзината аголна брзина е токму таква што за време на долната врска, Венера цело време се сврте кон Земјата со иста страна. Причините за оваа конзистентност помеѓу ротацијата на Венера и орбиталното движење на Земјата се уште не се јасни ...

Второто прашање е изворот на движењето на атмосферата на Венера, која е континуиран џиновски вител. Покрај тоа, ова движење е многу моќно и се одликува со неверојатна постојаност. Какви сили создаваат атмосферски вител со такви димензии - дали е непознато?

И последното, трето прашање - има ли живот на планетата Венера? Факт е дека на надморска височина од неколку десетици километри во облачниот слој на Венера се забележани услови сосема погодни за живот на организмите: не многу висока температура, соодветен притисок итн.

Треба да се напомене дека имаше многу повеќе прашања поврзани со Венера пред само половина век. Астрономите не знаеле ништо за површината на планетата, не го знаеле составот на нејзината неверојатна атмосфера, не ги знаеле својствата на нејзината магнетосфера и многу повеќе. Но, тие можеа да ја пронајдат Венера на ноќното небо, да ги набљудуваат нејзините фази поврзани со движењето на планетата околу Сонцето итн. Како да направите такви набљудувања прочитајте подолу.

Набљудување на планетата Венера од Земјата

Сл. 2 Поглед на планетата Венера од Земјата. Кредит: Керол Лакомиак

Бидејќи Венера е поблиску до Сонцето од Земјата, никогаш не изгледа премногу далеку од неа: максималниот агол помеѓу неа и Сонцето е 47,8°. Поради ваквите карактеристики на положбата на небото на Земјата, Венера ја достигнува својата максимална осветленост непосредно пред изгрејсонце или некое време по зајдисонце. Во рок од 585 дена, периодите на нејзината вечерна и утринска видливост се менуваат наизменично: на почетокот на периодот, Венера е видлива само наутро, а потоа - по 263 дена, таа се приближува многу блиску до Сонцето, а нејзината светлина не дозволува да се види. планетата за 50 дена; потоа доаѓа периодот на вечерна видливост на Венера, кој трае 263 дена, додека планетата повторно не исчезне 8 дена, наоѓајќи се помеѓу Земјата и Сонцето. После тоа, алтернацијата на видливоста се повторува по истиот редослед.

Препознавањето на планетата Венера е лесно, бидејќи на ноќното небо таа е најсветлата светилка по Сонцето и Месечината, достигнувајќи максимум -4,4 степени. Карактеристична карактеристика на планетата е нејзината дури бела боја.

сл.3 Промена на фази на Венера. Кредит: веб-страница

Кога ја набљудувате Венера, дури и со мал телескоп, можете да видите како со текот на времето се менува осветлувањето на нејзиниот диск, т.е. има фазна промена, која првпат била забележана од Галилео Галилеј во 1610 година. На најблиското приближување до нашата планета, само мал дел од Венера останува осветен и има форма на тенка полумесечина. Орбитата на Венера во овој момент е под агол од 3,4° во однос на орбитата на Земјата, така што таа обично минува веднаш над или под Сонцето на растојание до осумнаесет сончеви дијаметри.

Но, понекогаш постои ситуација во која планетата Венера се наоѓа приближно на иста линија помеѓу Сонцето и Земјата, а потоа можете да видите исклучително редок астрономски феномен - поминувањето на Венера преку дискот на Сонцето, во кое планетата има форма на мала темна „дамка“ со дијаметар од 1/30 сончево.

сл.4 Транзит на Венера преку дискот на Сонцето. Слика од сателитот TRACE на НАСА на 6 август 2004 година. Кредит: НАСА

Овој феномен се јавува приближно 4 пати во 243 години: прво се забележуваат 2 зимски премини со фреквенција од 8 години, потоа трае интервал од 121,5 години и уште 2, овој пат лето, премини се случуваат со иста фреквенција од 8 години. Зимските транзити на Венера тогаш може да се забележат само по 105,8 години.

Треба да се напомене дека ако времетраењето на 243-годишниот циклус е релативно константна вредност, тогаш периодичноста помеѓу зимските и летните премини во него се менува поради мали разлики во периодите на враќање на планетите до точките на поврзување на нивните орбити.

Така, до 1518 година, внатрешната низа на пасусите на Венера изгледала како „8-113,5-121,5“, а до 546 година имало 8 пасуси, интервалите помеѓу кои биле еднакви на 121,5 години. Сегашната низа ќе продолжи до 2846 година, по што ќе биде заменета со друга: „105,5-129,5-8“.

Последниот транзит на планетата Венера, кој траеше 6 часа, беше забележан на 8 јуни 2004 година, следниот ќе се случи на 6 јуни 2012 година. Потоа следува пауза, чиј крај нема да биде до декември 2117 година.

Историја на истражување на планетата Венера

Сл.5 Урнатините на опсерваторијата во градот Чичен Ица (Мексико). Извор: wikipedia.org

Планетата Венера, заедно со Меркур, Марс, Јупитер и Сатурн, им била позната на луѓето од неолитот (ново камено доба). Планетата им била добро позната на античките Грци, Египќани, Кинези, жителите на Вавилон и Централна Америка, племињата од Северна Австралија. Но, поради особеностите на набљудувањето на Венера само наутро или навечер, древните астрономи верувале дека гледаат сосема различни небесни објекти, поради што утринската Венера ја нарекувале едно име, а вечерта една со друга. Така, Грците и го дадоа името Вечерна на вечерната Венера, а Фосфор на утринската Венера. Старите Египќани и дадоа две имиња на планетата: Тајумутири - утринска Венера и Овајти - вечер. Индијците на Маите ја нарекоа Венера Но Ек - „Големата ѕвезда“ или Ксукс Ек - „Ѕвездата на осата“ и можеа да го пресметаат нејзиниот синодичен период.

Првите луѓе кои сфатија дека Венера наутро и навечер се иста планета беа грчките Питагорејци; малку подоцна, друг антички Грк, Хераклид Понт, предложи Венера и Меркур да се вртат околу Сонцето, а не околу Земјата. Отприлика во исто време, Грците и го дадоа на планетата името на божицата на љубовта и убавината, Афродита.

Но, планетата го добила името „Венера“ познато на современите луѓе од Римјаните, кои го именувале во чест на божицата-заштитник на целиот римски народ, која го заземала истото место во римската митологија како Афродита на грчки.

Како што можете да видите, античките астрономи само ја набљудувале планетата, истовремено пресметувајќи ги синодските периоди на ротација и составувајќи мапи на ѕвезденото небо. Беа направени и обиди да се пресмета растојанието од Земјата до Сонцето со набљудување на Венера. За да го направите ова, неопходно е, кога планетата минува директно помеѓу Сонцето и Земјата, користејќи го методот на паралакса, да се измерат мали разлики во времето на почетокот или крајот на преминот на две прилично далечни точки на нашата планета. Растојанието помеѓу точките понатаму се користи како должина на основата за одредување на растојанијата до Сонцето и Венера со триаголување.

Историчарите не знаат кога астрономите првпат го набљудувале преминувањето на планетата Венера преку дискот на Сонцето, но го знаат името на личноста која прв го предвидела таквиот премин. Тоа беше германскиот астроном Јоханес Кеплер, кој го предвиде преминот на 1631 година. Сепак, во предвидената година, поради одредена неточност на кеплеровата прогноза, никој не го набљудуваше преминот во Европа ...

Сл.6 Џером Хорокс го набљудува поминувањето на планетата Венера преку дискот на Сонцето. Извор: wikipedia.org

Но, друг астроном - Џером Хорокс, откако ги рафинирал пресметките на Кеплер, ги дознал точните периоди на повторување на пасуси и на 4 декември 1639 година, од неговиот дом во Муч Хул во Англија, тој можел со свои очи да го види преминот на Венера преку сончевиот диск.

Користејќи едноставен телескоп, Хорокс го проектирал сончевиот диск на табла каде што било безбедно за очите на набљудувачот да видат се што се случувало на позадината на сончевиот диск. А потоа во 15:15 часот, само половина час пред зајдисонце, Хорокс конечно го виде предвидениот премин. Со помош на направените набљудувања, англискиот астроном се обидел да ја процени растојанието од Земјата до Сонцето, кое се покажало дека е 95,6 милиони километри.

Во 1667 година, Џовани Доменико Касини го направил првиот обид да го одреди периодот на ротација на Венера околу нејзината оска. Вредноста што ја добил била многу далеку од вистинската и изнесувала 23 часа и 21 минута. Ова се должи на фактот дека Венера требаше да се набљудува само еднаш дневно и само неколку часа. Вперувајќи го својот телескоп кон планетата неколку дена и гледајќи ја истата слика цело време, Касини дошол до заклучок дека планетата Венера направила целосна ротација околу својата оска.

По набљудувањата на Хорокс и Касини и знаејќи ги пресметките на Кеплер, астрономите ширум светот со нетрпение ја очекуваа следната можност да го набљудуваат транзитот на Венера. И таквата можност им се појавила во 1761 година. Меѓу астрономите кои ги спроведоа набљудувањата беше и нашиот руски научник Михаил Василиевич Ломоносов, кој откри кога планетата влезе во сончевиот диск, како и кога го напушташе, светол прстен околу темниот диск на Венера. Ломоносов го објасни забележаниот феномен, подоцна именуван по него („феноменот Ломоносов“) со присуството на атмосфера во близина на Венера, во која сончевите зраци беа прекршени.

По 8 години набљудување, англискиот астроном Вилијам Хершел и германскиот астроном Јохан Шретер продолжија со набљудувањето, по втор пат ја „откриваат“ венеријанската атмосфера.

Во 60-тите години на XIX век, астрономите почнаа да прават обиди да го откријат составот на откриената атмосфера на Венера и пред сè да го утврдат присуството на кислород и водена пареа во неа користејќи спектрална анализа. Сепак, не е пронајден ниту кислород ниту водена пареа. Некое време подоцна, веќе во дваесеттиот век, продолжија обидите да се пронајдат „гасовите на животот“: набљудувањата и истражувањата беа спроведени од А. А. Белополски во Пулково (Русија) и Весто Мелвин Слајфер во Флагстаф (САД).

Во истиот 19 век Италијанскиот астроном Џовани Скиапарели повторно се обиде да го утврди периодот на ротација на Венера околу нејзината оска. Претпоставувајќи дека циркулацијата на Венера кон Сонцето е секогаш поврзана од едната страна со нејзината многу бавна ротација, тој го постави периодот на нејзината ротација околу оската еднаков на 225 дена, што беше 18 дена помалку од реалната.

Сл. 7 Опсерваторија Маунт Вилсон. Кредит: MWOA

Во 1923 година, Едисон Петит и Сет Николсон во опсерваторијата Маунт Вилсон на планината Вилсон во Калифорнија (САД) почнаа да ја мерат температурата на горните облаци на Венера, кои потоа беа спроведени од многу научници. Девет години подоцна, американските астрономи В. Адамс и Т. Денам во истата опсерваторија снимија три појаси во спектарот на Венера кои припаѓаат на јаглерод диоксид (CO 2 ). Интензитетот на појасите доведе до заклучок дека количината на овој гас во атмосферата на Венера е многу пати поголема од неговата содржина во атмосферата на Земјата. Не се пронајдени други гасови во атмосферата на Венера.

Во 1955 година, Вилијам Синтон и Џон Стронг (САД) ја измерија температурата на облачниот слој на Венера, што се покажа дека е -40 ° C, па дури и пониска во близина на половите на планетата.

Покрај Американците, советските научници Н.П. Барабашов, В.В. Шаронов и В.И. Језерски, францускиот астроном Б. Лио. Нивното истражување, како и теоријата за расејување на светлината од густите атмосфери на планетите развиена од Соболев, сведочеа дека големината на честичките на облаците на Венера била околу еден микрометар. Научниците можеа само да ја откријат природата на овие честички и подетално да ја проучат целата дебелина на облачниот слој на Венера, а не само нејзината горна граница. И за ова беше неопходно да се испратат меѓупланетарни станици на планетата, кои потоа беа создадени од научници и инженери на СССР и САД.

Првиот вселенски брод лансиран на планетата Венера беше Венера 1. Овој настан се случил на 12 февруари 1961 година. Меѓутоа, по некое време, комуникацијата со уредот се изгуби и Венера-1 влезе во орбитата на сателитот на Сонцето.

Сл. 8 „Венера-4“. Кредит: NSSDC

Сл. 9 „Венера-5“. Кредит: NSSDC

Следниот обид исто така беше неуспешен: апаратот Венера-2 полета на растојание од 24 илјади км. од планетата. Само Венера-3, лансирана од Советскиот Сојуз во 1965 година, можеше да дојде релативно блиску до планетата, па дури и да слета на нејзината површина, што беше олеснето со специјално дизајнирано возило за спуштање. Но, поради неуспехот на контролниот систем на станицата, не се добиени податоци за Венера.

По 2 години - на 12 јуни 1967 година, Венера-4 тргна кон планетата, исто така опремена со возило за спуштање, чија цел беше да ги проучи физичките својства и хемискиот состав на атмосферата на Венера користејќи 2 отпорни термометри, барометриски сензор, мерач на атмосферска густина за јонизација и 11 кертриџи - анализатори на гасови. Уредот ја исполни својата цел со утврдување на присуство на огромно количество јаглерод диоксид, слабо магнетно поле што ја опкружува планетата и отсуство на радијациони појаси.

Во 1969 година, со интервал од само 5 дена, 2 меѓупланетарни станици со сериски броеви 5 и 6 отишле во Венера одеднаш.

Нивните возила за спуштање, опремени со радио предаватели, радио височини и друга научна опрема, пренесувале информации за притисокот, температурата, густината и хемискиот состав на атмосферата за време на спуштањето. Се покажа дека притисокот на атмосферата на Венера достигнува 27 атмосфери; Не беше можно да се открие дали може да ја надмине наведената вредност: возилата за спуштање едноставно не беа дизајнирани за поголем притисок. Температурата на атмосферата на Венера за време на спуштањето на возилата се движеше од 25° до 320°C. Во составот на атмосферата доминираа јаглерод диоксидсо мала количина на азот, кислород и мешавина од водена пареа.

Сл. 10 „Маринер-2“. Кредит: НАСА/ЈПЛ

Покрај вселенските летала советски СојузПроучувањето на планетата Венера беше спроведено од американски апарати од серијата Маринер, од кои првиот, со сериски број 2 (бр. 1, се урна на почетокот) прелета покрај планетата во декември 1962 година, одредувајќи ја температурата на нејзината површина. . На сличен начин, летајќи покрај планетата во 1967 година, Венера беше истражена од друго американско вселенско летало, Маринер 5. Исполнувајќи ја својата програма, петтиот морнар ја потврди доминацијата на јаглерод диоксид во атмосферата на Венера, откри дека притисокот во дебелината на оваа атмосфера може да достигне 100 атмосфери, а температурата - 400 ° C.

Треба да се напомене дека проучувањето на планетата Венера во 60-тите. дојде од земјата. Така, со помош на радарски методи, американските и советските астрономи открија дека ротацијата на Венера е обратна, а периодот на ротација на Венера е ~ 243 дена.

На 15 декември 1970 година, леталото Венера-7 за прв пат стигна до површината на планетата и, работејќи на неа 23 минути, пренесе податоци за составот на атмосферата, температурата на нејзините различни слоеви, како и притисокот. што, според резултатите од мерењата, се покажало дека е 90 атмосфери.

Година и пол подоцна, во јули 1972 година, друг советски апарат слета на површината на Венера.

Со помош на научна опрема инсталирана на возилото за спуштање, измерено е осветлувањето на површината на Венера, еднакво на 350 ± 150 лукс (како на Земјата во облачен ден), а густината на површинските карпи, еднаква на 1,4 g/ cm 3 . Откриено е дека облаците на Венера лежат на надморска височина од 48 до 70 километри, имаат слоевита структура и се состојат од капки од 80% сулфурна киселина.

Во февруари 1974 година, Маринер 10 прелета покрај Венера, фотографирајќи го нејзиниот облак 8 дена со цел да ја проучи динамиката на атмосферата. Врз основа на добиените слики, беше можно да се одреди периодот на ротација на слојот на Венера облак еднаков на 4 дена. Исто така, се покажа дека оваа ротација се случува во насока на стрелките на часовникот кога се гледа од северниот пол на планетата.

сл.11 Венера-10 возило за спуштање. Кредит: NSSDC

Неколку месеци подоцна, во октомври 1974 година, на површината на Венера слетаа советски вселенски летала со сериски броеви 9 и 10. Откако слетаа на оддалеченост од 2200 km, тие ги пренесоа на Земјата првите панорами на површината на местата за слетување. Возилата за спуштање еден час пренесувале научни информации од површината на вселенски летала, кои биле префрлени во орбитите на вештачките сателити на Венера и ги пренесувале на Земјата.

Треба да се напомене дека по летовите Венер-9 и 10, Советскиот Сојуз ги лансираше сите вселенски летала од оваа серија во парови: прво еден апарат беше испратен на планетата, а потоа друг со минимален временски интервал.

Така, во септември 1978 година, Венера-11 и Венера-12 отидоа во Венера. На 25 декември истата година, нивните возила за спуштање стигнаа до површината на планетата, притоа правејќи голем број фотографии и пренесоа некои од нив на Земјата. Делумно затоа што едно од возилата за спуштање не ги отвори заштитните капаци на комората.

При спуштањето на возилата во атмосферата на Венера се регистрирани електрични празнења и тоа исклучително моќни и чести. Значи, еден од уредите откри 25 празнења во секунда, другиот - околу илјада, а еден од громовите траеше 15 минути. Според астрономите, електричните празнења биле поврзани со активна вулканска активност во местата на спуштање на вселенските летала.

Отприлика во исто време, проучувањето на Венера веќе беше спроведено од леталото од американската серија - Pioneer-Venus-1, лансирана на 20 мај 1978 година.

Откако влезе во 24-часовна елиптична орбита околу планетата на 4 декември, уредот вршеше радарско мапирање на површината една и пол година, ја проучуваше магнетосферата, јоносферата и структурата на облакот на Венера.

сл.12 „Пионер-Венера-1“. Кредит: NSSDC

По првиот „пионер“, вториот отиде во Венера. Тоа се случи на 8 август 1978 година. На 16 ноември, првото и најголемото од возилата за спуштање се одвои од апаратурата, 4 дена подоцна се одделија уште 3 возила за спуштање. На 9 декември, сите четири модули влегоа во атмосферата на планетата.

Според резултатите од студијата на возилата за спуштање Pioneer-Venera-2, беше утврден составот на атмосферата на Венера, како резултат на што се покажа дека содржината на концентрацијата на аргон-36 и аргон-38 во таа е 50-500 пати поголема од концентрацијата на овие гасови во атмосферата на Земјата. Атмосферата е претежно јаглерод диоксид, со мали количини на азот и други гасови. Под самите облаци на планетата пронајдени се траги од водена пареа и поголема од очекуваната концентрација на молекуларен кислород.

Самиот облак слој, како што се испостави, се состои од најмалку 3 добро дефинирани слоеви.

Горниот, кој се наоѓа на надморска височина од 65-70 км, содржи капки концентрирана сулфурна киселина. Другите 2 слоја се приближно исти во составот, со единствената разлика што во најнискиот слој преовладуваат поголеми сулфурни честички. На надморска височина под 30 км. Атмосферата на Венера е релативно проѕирна.

За време на спуштањето, уредите вршеле мерења на температурата, што го потврдило колосалниот ефект на стаклена градина што владее на Венера. Значи, ако на надморска височина од околу 100 km температурата била -93°C, тогаш на горната граница на облаците -40°C, а потоа продолжила да се зголемува, достигнувајќи 470°C во близина на површината...

Во октомври-ноември 1981 година, со интервал од 5 дена, тргнаа Венера-13 и Венера-14, чии возила за спуштање во март, веќе на 82-ри, стигнаа до површината на планетата, пренесувајќи панорамски снимки од местата за слетување. на Земјата, на која беше видливо жолто-зеленото небо на Венера и испитување на составот на венеријанската почва, во која открија: силика (до 50% од вкупната маса на почвата), алуминиумска стипса (16%), магнезиум оксиди (11%), железо, калциум и други елементи. Покрај тоа, со помош на уред за снимање звук инсталиран на Венера-13, научниците за прв пат слушнаа звуци на друга планета, имено, гром.

сл.13 Површината на планетата Венера. Слика на уредот „Венера-13“ од 1 март 1982 година. Кредит: NSSDC

На 2 јуни 1983 година, AMS (автоматска меѓупланетарна станица) Венера-15 тргна кон планетата Венера, која на 10 октомври истата година влезе во поларна орбита околу планетата. На 14 октомври, Венера-16 беше лансирана во орбитата, лансирана 5 дена подоцна. Двете станици беа дизајнирани да го проучуваат теренот на Венера користејќи ги радарите инсталирани на нивната табла. Работејќи заедно повеќе од осум месеци, станиците добија слика од површината на планетата во огромна област: од северниот пол до ~30° северна географска ширина. Како резултат на обработката на овие податоци, беше составена детална карта на северната хемисфера на Венера на 27 листови и беше објавен првиот атлас на релјефот на планетата, кој, сепак, покрива само 25% од нејзината површина. Исто така, врз основа на материјалите од истражувањата на возилата, советските и американските картографи, како дел од првиот меѓународен проект за вонземска картографија, одржан под покровителство на Академијата на науките и НАСА, заеднички создадоа серија од три прегледни мапи на северна Венера. Презентацијата на оваа серија на мапи под името „Магелан комплет за планирање на летот“ се одржа во летото 1989 година на Меѓународниот геолошки конгрес во Вашингтон.

сл.14 Модул за спуштање АМС „Вега-2“. Кредит: NSSDC

По Венера, проучувањето на планетата го продолжи советскиот АМС од серијата Вега. Имаше два од овие уреди: Вега-1 и Вега-2, кои, со разлика од 6 дена, лансираа кон Венера во 1984 година. Шест месеци подоцна, возилата дојдоа блиску до планетата, а потоа од нив се одделија модулите за спуштање, кои, откако влегоа во атмосферата, исто така беа поделени на модули за слетување и сонди за балон.

2 балонски сонди, откако ги наполнија лушпите на нивните падобрани со хелиум, летаа на надморска височина од околу 54 километри во различни хемисфери на планетата и пренесуваа податоци два дена, летајќи по патека од околу 12 илјади километри за ова време. Просечната брзина со која сондите летаа на овој начин беше 250 km/h, што беше олеснето со моќната глобална ротација на атмосферата на Венера.

Податоците од сондата покажаа присуство на многу активни процеси во слојот на облак кои се карактеризираат со моќни нагорни и надолни струи.

Кога сондата Вега-2 полета во регионот на Афродита над врв висок 5 километри, удри во воздушен џеб, нагло падна за 1,5 километри. Двете сонди, исто така, забележаа молњски празнења.

Слетувачите го проучувале облачниот слој и хемискиот состав на атмосферата додека се спуштале, по што, откако направиле меко слетување на рамнината на сирените, почнале да ја анализираат почвата со мерење на флуоресцентните спектри на Х-зраци. На двете точки каде што модулите слетале, тие откриле карпи со релативно мала содржина на природни радиоактивни елементи.

Во 1990 година, при изведување на гравитациски маневри, вселенското летало Галилео (Галилео) прелета покрај Венера, од кое беше направено истражување со инфрацрвениот спектрометар NIMS, како резултат на што се покажа дека на бранови должини од 1,1, 1,18 и 1, The 02 μm сигналот е во корелација со топографијата на површината, односно за соодветните фреквенции има „прозорци“ низ кои е видлива површината на планетата.

Сл. 15 Вчитување на меѓупланетарната станица Магелан во товарниот оддел на вселенското летало Атлантис. Кредит: JPL

Една година претходно, на 4 мај 1989 година, меѓупланетарната станица на НАСА Магелан тргна кон планетата Венера, која, работејќи до октомври 1994 година, доби фотографии од речиси целата површина на планетата, истовремено изведувајќи голем број експерименти.

Истражувањето беше спроведено до септември 1992 година, покривајќи 98% од површината на планетата. Влегувајќи во август 1990 година во издолжена поларна орбита околу Венера со надморска височина од 295 до 8500 km и орбитален период од 195 минути, уредот мапираше тесен појас широк 17 до 28 km и долг околу 70 илјади km при секое приближување до планетата. Вкупно имало 1800 такви ленти.

Бидејќи Магелан постојано фотографирал многу области од различни агли, што овозможило да се состави тродимензионален модел на површината, како и да се истражат можните промени во пејзажот. Стерео сликата е добиена за 22% од површината на Венера. Дополнително, беше составена карта на височините на површината на Венера, добиена со помош на висиномер (високометар) и карта на електричната спроводливост на нејзините карпи.

Според резултатите од сликите, во кои лесно се разликуваат детали до 500 m во големина, беше откриено дека површината на планетата Венера е главно окупирана од ридски рамнини и е релативно млада според геолошки стандарди - околу 800 милиони години. . На површината има релативно малку кратери од метеорити, но често се наоѓаат траги од вулканска активност.

Од септември 1992 година до мај 1993 година, Магелан го проучувал гравитационото поле на Венера. Во овој период, тој не спроведувал површински радар, туку емитувал постојан радио сигнал до Земјата. Со промена на фреквенцијата на сигналот, беше можно да се утврдат најмалите промени во брзината на уредот (т.н. Доплер ефект), што овозможи да се идентификуваат сите карактеристики на гравитационото поле на планетата.

Во мај, Магелан го започна својот прв експеримент: практична примена на технологијата за атмосферско сопирање за да го усоврши претходно добиеното знаење за гравитационото поле на Венера. За да го направите ова, нејзината долна точка на орбитата беше малку спуштена, така што уредот ги допре горните слоеви на атмосферата и ги промени параметрите на орбитата без потрошувачка на гориво. Во август, орбитата на Магелан се движела по височините од 180-540 km, со период на револуција од 94 минути. Врз основа на резултатите од сите мерења, составена е „гравитациска карта“, која опфаќа 95% од површината на Венера.

Конечно, во септември 1994 година, беше изведен последниот експеримент чија цел беше проучување на горниот дел од атмосферата. Соларните панели на апаратот беа распоредени како сечила на ветерница, а орбитата на Магелан беше спуштена. Ова овозможи да се добијат информации за однесувањето на молекулите во најгорните слоеви на атмосферата. На 11 октомври орбитата беше спуштена за последен пат, а на 12 октомври при влегувањето во густите слоеви на атмосферата беше изгубена комуникацијата со леталото.

За време на своето работење, Магелан направи неколку илјади орбити околу Венера, фотографирајќи ја планетата три пати користејќи радари со странично скенирање.

Сл.16 Цилиндрична карта на површината на планетата Венера, составена од слики на меѓупланетарната станица Магелан. Кредит: НАСА/ЈПЛ

По летот на Магелан, долги 11 години, владееше пауза во историјата на проучувањето на Венера со вселенски летала. Програмата за меѓупланетарни истражувања на Советскиот Сојуз беше скратена, Американците се префрлија на други планети, првенствено на гасните џинови: Јупитер и Сатурн. И само на 9 ноември 2005 година, Европската вселенска агенција (ESA) испрати на Венера вселенско летало од новата генерација Венус Експрес, создадено на истата платформа како и Марс Експрес лансиран 2 години порано.

сл.17 Венера експрес. Кредит: АВРМ

5 месеци по лансирањето, на 11 април 2006 година, апаратот пристигна на планетата Венера, набрзо влегувајќи во многу издолжена елипсовидна орбита и стана нејзин вештачки сателит. На најоддалечената точка на орбитата од центарот на планетата (апоцентар), Венус Експрес отиде на растојание од 220 илјади километри од Венера, а во најблиската точка (перицентарот) помина на надморска височина од само 250 километри од површина на планетата.

Некое време подоцна, поради суптилните корекции на орбитата, периаптисот на Венус Експрес беше спуштен уште пониско, што му овозможи на уредот да влезе во најгорните слоеви на атмосферата и, поради аеродинамичното триење, повторно и повторно, малку, но сигурно, забавуваше надолу по висината на апоапсисот. Како резултат на тоа, параметрите на орбитата, кои станаа кружни, ги добија следните параметри: висината на апоцентарот - 66.000 километри, висината на перицентарот - 250 километри, орбиталниот период на апаратот во орбитата - 24 часа.

Параметрите на блиску поларната работна орбита на Венера Експрес не беа избрани случајно: така што орбиталниот период од 24 часа е погоден за редовна комуникација со Земјата: откако се приближил до планетата, уредот собира научни информации и се оддалечува од тој, спроведува 8-часовна сесија за комуникација, пренесувајќи до 250 MB информации. Друга важна карактеристика на орбитата е нејзината перпендикуларност на екваторот на Венера, поради што уредот има способност детално да ги истражува поларните региони на планетата.

При влегувањето во блиску поларна орбита, на уредот му се случи несреќна непријатност: спектрометарот PFS, дизајниран да го проучува хемискиот состав на атмосферата, не успеа, поточно беше исклучен. Како што се испостави, огледалото беше заглавено, што требаше да го префрли „изгледот“ на уредот од референтниот извор (на сондата) на планетата. По голем број обиди да се заобиколи дефектот, инженерите успеале да го ротираат огледалото за 30 степени, но тоа не било доволно за уредот да работи и на крајот морало да се исклучи.

На 12 април уредот за прв пат го фотографирал јужниот пол на Венера, кој претходно не бил фотографиран. Овие први фотографии, направени со спектрометарот VIRTIS од височина од 206.452 километри над површината, открија темна инка слична на слична формација над северниот пол на планетата.

сл.18 Облаци над површината на Венера. Кредит: АВРМ

На 24 април, камерата на VMC сними серија снимки од облачноста на Венера во ултравиолетовиот опсег, што е поврзано со значителна - 50% - апсорпција на ова зрачење во атмосферата на планетата. По врзувањето за координатната мрежа, добиена е мозаична слика која покрива значителна површина од облаци. Анализата на оваа слика откри ленти со низок контраст што произлегуваат од силните ветрови.

Еден месец по пристигнувањето - на 6 мај во 23:49 часот по московско време (19:49 UTC), Венус Експрес се пресели во својата постојана работна орбита со орбитален период од 18 часа.

На 29 мај станицата спроведе инфрацрвено истражување на јужниот поларен регион, откривајќи вител со многу неочекуван облик: со две „мирни зони“ кои се сложено поврзани една со друга. Откако подетално ја проучувале сликата, научниците дошле до заклучок дека пред нив се наоѓаат 2 различни структури кои лежат на различни висини. Колку е стабилна оваа атмосферска формација сè уште не е јасно.

29 јули VIRTIS направи 3 слики од атмосферата на Венера, од кои е направен мозаик на кој се прикажува комплексна структура. Сликите се направени со интервал од околу 30 минути и веќе забележливо не се совпаѓаат на границите, што укажува на високата динамичност на атмосферата на Венера, поврзана со ветрови со ураганска сила кои дуваат со брзина од над 100 m/s.

Друг спектрометар инсталиран на Venus Express, SPICAV, откри дека облаците во атмосферата на Венера можат да се издигнат до 90 километри во форма на густа магла и до 105 километри, но веќе во форма на потранспарентна магла. Претходно, други вселенски летала снимиле облаци само до височина од 65 километри над површината.

Покрај тоа, користејќи го блокот SOIR како дел од спектрометарот SPICAV, научниците открија „тешка“ вода во атмосферата на Венера, која вклучува атоми на тешкиот изотоп на водород - деутериум. Обичната вода во атмосферата на планетата е доволна за да ја покрие целата нејзина површина со слој од 3 сантиметри.

Патем, знаејќи го процентот на „тешка вода“ до обичната вода, може да се процени динамиката на водениот биланс на Венера во минатото и сегашноста. Врз основа на овие податоци, се сугерираше дека во минатото на планетата можел да постоел океан длабок неколку стотици метри.

Друг важен научен уред инсталиран на Venera Express, плазма анализаторот ASPERA, ја регистрираше високата стапка на бегство на материја од атмосферата на Венера, а исто така ги следеше траекториите на други честички, особено јони на хелиум, од сончево потекло.

„Венус експрес“ продолжува да работи до сега, иако проценетото времетраење на мисијата на апаратот директно на планетата беше 486 земјини денови. Но, мисијата може да биде продолжена, доколку дозволат ресурсите на станицата, за истиот временски период, што очигледно се случи.

Во моментов, Русија веќе развива фундаментално ново вселенско летало - меѓупланетарната станица Венера-Д, дизајнирана за детално проучување на атмосферата и површината на Венера. Како што се очекуваше, станицата ќе може да работи на површината на планетата 30 дена, можеби и повеќе.

Од другата страна на океанот - во САД, по налог на НАСА, Глобалната аероспејс корпорација исто така неодамна почна да развива проект за истражување на Венера со помош на балон, т.н. „Controlled Air Robot Explorer“ или ОСМЕЛИ.

Се претпоставува дека балонот DARE со дијаметар од 10 m ќе лета во облачниот слој на планетата на надморска височина од 55 km. Висината и насоката на летот на DARE ќе бидат контролирани од стратоплан, кој изгледа како мал авион.

Гондола со телевизиски камери и неколку десетици мали сонди ќе биде лоцирана на кабел под балонот, кој ќе биде исфрлен на површината во области од интерес за набљудување и проучување на хемискиот состав на различни геолошки структури на површината на планетата. Овие области ќе бидат избрани врз основа на детално истражување на областа.

Времетраењето на мисијата со балон е од шест месеци до една година.

Орбитално движење и ротација на Венера

сл.19 Растојание од копнените планети до Сонцето. Кредит: Лунарен и планетарен институт

Околу Сонцето, планетата Венера се движи во блиска до кружна орбита, наклонета кон рамнината на еклиптиката под агол од 3 ° 23 "39". Ексцентричноста на Венераската орбита е најмала во сончевиот систем и е 0,0068.Затоа, растојанието од планетата до Сонцето секогаш останува приближно исто и изнесува 108,21 милиони км.

Во својата орбита, сместена помеѓу орбитите на Меркур и Земјата, планетата Венера се движи со просечна брзина од 34,99 km/s и сидерален период од 224,7 земјини денови.

Венера ротира околу својата оска многу побавно отколку во орбитата: Земјата има време да се сврти 243 пати, а Венера - само 1. Тоа е. периодот на неговото вртење околу оската изнесува 243.0183 земјини денови.

Згора на тоа, оваа ротација не се случува од запад кон исток, како со сите други планети, освен за Уран, туку од исток кон запад.

Обратната ротација на планетата Венера води до фактот дека денот на неа трае 58 земјени денови, ноќта трае исто, а времетраењето на Венеријанскиот ден е 116,8 земјени денови, така што во текот на Венерската година можете да видите само 2 изгрејсонца и 2 зајдисонца, а изгрејсонце ќе изгрее на запад, а заоѓање на исток.

Брзина на ротација цврсто телоВенера може веродостојно да се одреди само со радар, поради континуираното облачно покривање кое ја крие нејзината површина од набљудувачот. Првата радарска рефлексија од Венера била добиена во 1957 година, а на почетокот радио пулсирањата биле испратени до Венера со цел да се измери растојанието за да се усоврши астрономската единица.

Во 1980-тите, САД и СССР почнаа да го проучуваат ширењето на рефлектираниот пулс во фреквенција („спектрумот на рефлектираниот пулс“) и доцнењето во времето. Заматувањето во фреквенцијата се објаснува со ротација на планетата (Доплер ефект), доцнење во времето - со различни растојанија до центарот и рабовите на дискот. Овие студии беа спроведени главно на дециметарски радио бранови.

Покрај тоа што ротацијата на Венера е обратна, таа има уште една многу интересна карактеристика. Аголна брзинаод оваа ротација (2,99 10 -7 rad / sec) е токму таква што за време на долната врска Венера е свртена кон Земјата цело време со истата страна. Причините за оваа конзистентност помеѓу ротацијата на Венера и орбиталното движење на Земјата се уште не се јасни ...

И, конечно, да речеме дека наклонот на рамнината на екваторот на Венера кон рамнината на нејзината орбита не надминува 3 °, поради што сезонските промени на планетата се незначителни и воопшто нема годишни времиња.

Внатрешната структура на планетата Венера

Просечната густина на Венера е една од највисоките во Сончевиот систем: 5,24 g/cm 3 , што е само 0,27 g помалку од густината на Земјата. Масите и волумените на двете планети се исто така многу слични, со таа разликадека за Земјата овие параметри се нешто поголеми: масата е 1,2 пати, волуменот е 1,15 пати.

сл.20 Внатрешната структура на планетата Венера. Кредит: НАСА

Врз основа на разгледаните параметри на двете планети, можеме да заклучиме дека нивната внатрешна структура е слична. И навистина: Венера, како и Земјата, се состои од 3 слоја: кора, обвивка и јадро.

Најгорниот слој е Венериската кора, дебела околу 16 km. Кората се состои од базалти, кои имаат мала густина - околу 2,7 g / cm 3, а настанале како резултат на излевање на лава на површината на планетата. Веројатно затоа венеријанската кора има релативно мала геолошка старост - околу 500 милиони години. Според некои научници, процесот на излевање на лава на површината на Венера се случува со одредена периодичност: прво, супстанцијата во обвивката, поради распаѓањето на радиоактивните елементи, се загрева: конвективните текови или облаците ја скршуваат планетата. кора, формирајќи уникатни површински детали - тестенини. Постигнувајќи одредена температура, тековите на лава се пробиваат до површината, покривајќи ја речиси целата планета со слој од базалти. Ерупциите на базалтите се случувале постојано, а за време на периоди на затишје во вулканската активност, рамнините на лавата се протегале поради ладењето, а потоа се формирале појаси од венеријански пукнатини и гребени. Пред околу 500 милиони години, се чинеше дека процесите во горната обвивка на Венера стивнаа, можеби поради исцрпувањето на внатрешната топлина.

Под планетарната кора лежи вториот слој - мантија, која се протега на длабочина од околу 3300 km до границата со железното јадро. Очигледно, обвивката на Венера се состои од два слоја: цврста долна мантија и делумно стопена горна.

Јадрото на Венера, чија маса е околу четвртина од целата маса на планетата, а густината - 14 g / cm 3 - е цврста или делумно стопена. Оваа претпоставка беше изнесена врз основа на студија за магнетното поле на планетата, кое едноставно не постои. А ако нема магнетно поле, тогаш нема извор кој го генерира ова магнетно поле, т.е. во железното јадро нема движење на наелектризирани честички (конвективни текови), според тоа, нема движење на материјата во јадрото. Точно, магнетното поле може да не се генерира поради бавната ротација на планетата ...

Површина на планетата Венера

Обликот на планетата Венера е блиску до сферичен. Попрецизно, тој може да биде претставен со триаксијален елипсоид, чија поларна заобленост е два реда по големина помала од онаа на Земјата.

Во екваторијалната рамнина, полуоските на елипсоидот на Венера се 6052,02 ± 0,1 km и 6050,99 ± 0,14 km. Поларната полуоска е 6051,54±0,1 km. Знаејќи ги овие димензии, можно е да се пресмета површината на Венера - 460 милиони km 2.

сл.21 Споредба на планети сончев систем. Кредит: веб-страница

Податоците за димензиите на цврстото тело на Венера беа добиени со помош на методи на радио пречки и беа рафинирани со користење на радио височина и мерења на траекторијата кога планетата беше во опсегот на вселенското летало.

Сл.22 Регионот Естла на Венера. Висок вулкан е видлив во далечината. Кредит: НАСА/ЈПЛ

Поголемиот дел од површината на Венера е окупирана од рамнини (до 85% од целата површина на планетата), меѓу кои преовладуваат мазни, малку комплицирани од мрежа на тесни намотани нежно наведнати гребени, базалтни рамнини. Многу помала површина од мазните е окупирана од лобуси или ридски рамнини (до 10% од површината на Венера). Тие се карактеризираат со испакнатини слични на јазикот, како сечила, кои се разликуваат во радио осветленоста, што може да се толкува како широки лава покривки од базалти со низок вискозитет, како и бројни конуси и куполи со дијаметар од 5-10 km, понекогаш со кратери на врвот. . На Венера има и рамнини, густо покриени со пукнатини или практично не нарушени од тектонски деформации.

Слика 23 Архипелаг Иштар. Кредит: НАСА/ЈПЛ/УСГС

Покрај рамнините на површината на Венера, откриени се и три огромни издигнати области, кои се именувани по земните божици на љубовта.

Една таква област, архипелагот Иштар, е огромен планински регион на северната хемисфера, споредлив по големина со Австралија. Во центарот на архипелагот се наоѓа висорамнината Лакшми со вулканско потекло, која е двојно поголема од копнениот Тибет. Од запад, висорамнината е ограничена со планините Акни, од северозапад со планините Фреја, високи до 7 km, а од југ со преклопените планини Дану и корнизите Веста и Ут, со вкупно намалување до 3. км или повеќе. Источниот дел од висорамнината „сече“ во највисокиот планински систем на Венера - планините Максвел, именувани по англискиот физичар Џејмс Максвел. Централниот дел на планинскиот венец се издигнува до 7 km, а поединечните планински врвови лоцирани во близина на нултиот меридијан (63 ° N и 2,5 ° E) се издигнуваат на височини од 10,81-11,6 km, 15 km над длабокиот Венерски ров, кој се наоѓа во близина на екваторот.

Друга покачена област - архипелагот на Афродита, кој се протега по Венеранскиот екватор, е уште поголем по големина: 41 милион km 2, иако височините се пониски овде.

Оваа огромна територија, која се наоѓа во екваторијалниот регион на Венера и се протега на 18 илјади км, покрива должина од 60 ° до 210 °. Се протега од 10°С. до 45°С повеќе од 5 илјади км, а неговиот источен врв - регионот Атла - се протега до 30 ° северна географска ширина.

Третиот покачен регион на Венера е земјата на Лада, која се наоѓа на јужната хемисфера на планетата и е спроти архипелагот Иштар. Ова е прилично рамна област, чија просечна висина на површината е блиску до 1 km, а максималната (малку повеќе од 3 km) се постигнува во круната на Кецалпетлатл со дијаметар од 780 km.

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

Покрај овие издигнати области, поради нивната големина и висина, наречени „земји“, на површината на Венера се издвојуваат и други помалку обемни. Такви, на пример, како tesserae (од грчки - плочки), кои се ридови или висорамнини со големина од стотици до илјадници километри, чија површина е вкрстена во различни насоки со системи на скалести гребени и ровови што ги одвојуваат, формирани од роеви тектонски раседи.

Сртовите или гребените во тесерите можат да бидат линеарни и проширени: до многу стотици километри. И тие можат да бидат остри или, обратно, заоблени, понекогаш со рамна горна површина ограничена со вертикални корнизи, што наликува на комбинација на ленти грабени и хорсти во копнени услови. Доста често, гребените личат на збрчкан филм од замрзнати бакнеж или лави од јаже од базалтите на Хавајските острови. Висината на гребенот може да биде до 2 км, а корнизите - до 1 км.

Рововите што ги делат гребените одат многу подалеку од висорамнините, се протегаат на илјадници километри низ огромните венеријански рамнини. Во топографијата и морфологијата, тие се слични на зоните на расцепот на Земјата и се чини дека се од иста природа.

Формирањето на самите тесери е поврзано со повторени тектонски движења на горните слоеви на Венера, придружени со компресија, напнатост, расцепи, подигнување и слегнување на различни делови од површината.

Мора да се каже дека ова се најстарите геолошки формации на површината на планетата, затоа им се дадени соодветните имиња: во чест на божиците поврзани со времето и судбината. Така, една голема висорамнина, која се протега на 3.000 км во близина на северниот пол, се нарекува тесера на среќата, на југ од неа е тесерата Лаима, која го носи името на латвиската божица на среќата и судбината.

Заедно со земји или континенти, тесерите заземаат нешто повеќе од 8,3% од територијата на планетата, т.е. точно 10 пати помала површина од рамнините, и можеби се основа на значајна, ако не и целата територија на рамнините. Останатите 12% од територијата на Венера се окупирани од 10 видови релјеф: круни, тектонски раседи и кањони, вулкански куполи, „арахноиди“, мистериозни канали (бразди, линии), гребени, кратери, патери, кратери со темни параболи, ридови. Да го разгледаме секој од овие елементи на релјефот подетално.

Сл.25 Круната е уникатен релјефен детал на Венера. Кредит: НАСА/ЈПЛ

Круните, кои се на исто ниво со тесерите, се уникатни детали за релјефот на површината на Венера, тоа се големи овални или кружни вулкански вдлабнатини со издигнат централен дел, опкружени со бедеми, гребени, вдлабнатини. Централниот дел на круните е окупиран од огромно меѓупланинско плато, од кое се протегаат планински венци во прстени, кои често се издигнуваат над централниот дел на висорамнината. Врамувањето на прстените на круните обично е нецелосно.

Круни на планетата Венера, според резултатите од истражувањето од вселенските летала, се пронајдени неколку стотици. Круните се разликуваат меѓу себе по големина (од 100 до 1000 км), и по староста на карпите што ги сочинуваат.

Круните беа формирани, очигледно, како резултат на активни конвективни текови во обвивката на Венера. Околу многу од круните се забележуваат зацврстени текови на лава, кои се разминуваат на страните во форма на широки јазици со гребен надворешен раб. Очигледно, токму круните би можеле да послужат како главни извори преку кои стопената материја од цревата навлегувала на површината на планетата, зацврстувајќи се за да формираат огромни рамни области кои зафаќаат до 80% од територијата на Венера. Имињата на овие изобилни извори на стопени карпи се дадени со имињата на божиците на плодноста, жетвата, цвеќињата.

Некои научници веруваат дека на круните им претходи уште една специфична форма на венериски релјеф - арахноиди. Арахноидите, кои го добиле своето име поради нивната сличност со пајаците, во форма наликуваат на круни, но се помали. Светлите линии што се протегаат од нивните центри за многу километри може да одговараат на пукнатините на површината што се појавија кога магмата изби од утробата на планетата. Вкупно се познати околу 250 арахноиди.

Покрај тесерите, коронките и арахноидите, формирањето на тектонски раседи или ровови е поврзано со ендогени (внатрешни) процеси. Тектонските раседи често се групирани во долги (до илјадници километри) појаси кои се многу распространети на површината на Венера и може да се поврзат со други структурни форми на земјиште, на пример, со кањони, кои по својата структура наликуваат на копнени континентални пукнатини. Во некои случаи, се забележува речиси ортогонална (правоаголна) шема на меѓусебно вкрстени пукнатини.

Сл. 27 Монт Маат. Кредит: JPL

Вулканите се исто така многу распространети на површината на Венера: има илјадници од нив. Покрај тоа, некои од нив достигнуваат огромни димензии: до 6 km во висина и 500 km во ширина. Но повеќетовулканите се многу помали: само 2-3 km во дијаметар и 100 m во висина. Огромното мнозинство на венеријански вулкани се изумрени, но некои може да еруптираат во сегашно време. Најочигледен кандидат за активен вулкан е планината Маат.

На голем број места на површината на Венера се откриени мистериозни бразди и линии долги од стотици до неколку илјади километри и широки од 2 до 15 километри. Однадвор, тие изгледаат како речни долини и ги имаат истите карактеристики: конволуции слични на меандер, дивергенција и конвергенција на поединечни „води“ и, во ретки случаи, нешто слично на делта.

Најдолгиот канал на планетата Венера е долината Балтис, долга околу 7000 km со многу конзистентна (2-3 km) ширина.

Патем, северниот дел на долината Балтис беше откриен и на сликите на сателитите Венера-15 и Венера-16, но резолуцијата на снимките од тоа време не беше доволно висока за да се разликуваат деталите за оваа формација, и беше мапиран како проширена пукнатина од непознато потекло.

сл.28 Канали на Венера во границите на земјата Лада. Кредит: НАСА/ЈПЛ

Потеклото на Венериските долини или канали останува мистерија, првенствено затоа што научниците не знаат за течност што може да ја пресече површината на такви растојанија. Пресметките направени од научниците покажаа дека базалтните лави, чии траги се широко распространети на целата површина на планетата, нема да имаат доволно резерви на топлина за континуирано да течат и да ја топат супстанцијата на базалтните рамнини, да сечат канали во нив на илјадници километри. На крајот на краиштата, таквите канали се познати, на пример, на Месечината, иако нивната должина е само десетици километри.

Затоа, веројатно е дека течноста што се пробива низ базалтните рамнини на Венера на стотици и илјадници километри би можела да биде прегреана лава од лави или уште повеќе егзотични течности како стопени карбонати или стопен сулфур. До крајот, потеклото на долините на Венера е непознато ...

Покрај долините, кои се негативни релјефни форми, на рамнините на Венера се вообичаени и позитивни форми - гребени, познати и како една од компонентите на специфичниот тесерски релјеф. Сртовите често се формираат во продолжени (до 2000 km или повеќе) појаси широки неколку стотици километри. Ширината на поединечен гребен е многу помала: ретко до 10 km, а на рамнините се намалува на 1 km. Висините на гребените се од 1,0-1,5 до 2 km, а корнизите што ги ограничуваат до 1 km. Лесните гребени навивачки наспроти позадината на потемната радио слика на рамнините се најкарактеристичната шема на површината на Венера и зафаќаат ~ 70% од нејзината површина.

Сртовите се многу слични на таквите детали на површината на Венера како ридови, со таа разлика што нивните големини се помали.

Сите форми (или типови) на површинскиот релјеф на Венера опишани погоре го должат своето потекло на внатрешната енергија на планетата. Landform типови, чие потекло е предизвикано надворешни причини, има само три на Венера: кратери, патери и кратери со темни параболи.

За разлика од многу други тела на Сончевиот систем: копнени планети, астероиди, релативно малку кратери на метеорити од удар се пронајдени на Венера, што е поврзано со активна тектонска активност, која престанала пред 300-500 милиони години. Вулканската активност се одвиваше многу брзо, бидејќи во спротивно бројот на кратери во постарите и помладите области значително ќе се разликуваше и нивната дистрибуција низ областа немаше да биде случајна.

На површината на Венера досега се откриени вкупно 967 кратери, со дијаметар од 2 до 275 km (во близина на кратерот Мид). Кратерите се условно поделени на големи (над 30 km) и мали (помалку од 30 km), кои вклучуваат 80% од вкупниот број на сите кратери.

Густината на ударните кратери на површината на Венера е многу мала: околу 200 пати помала отколку на Месечината и 100 пати помала отколку на Марс, што одговара на само 2 кратери на 1 милион km 2 од површината на Венера.

Гледајќи ги сликите од површината на планетата направени од апаратот Магелан, научниците можеа да видат некои аспекти од формирањето на ударни кратери во услови на Венера. Околу кратерите се откриени светлосни зраци и прстени - карпа исфрлена за време на експлозијата. Во многу кратери, дел од исфрлањето е течна супстанција, која формира, обично насочени во една насока од кратерот, обемни текови долги десетици километри. Досега, научниците сè уште не откриле за каква течност станува збор: прегреан топење од удар или суспензија од ситно зрнета цврста материја и топени капки суспендирани во атмосферата блиску до површината.

Неколку венеријански кратери се преплавени со лава од соседните рамнини, но огромното мнозинство од нив имаат многу изразен изглед, што укажува на слаб интензитет на процесите на материјална ерозија на површината на Венера.

Подот на повеќето кратери на Венера е темно, што укажува на мазна површина.

Друг вообичаен тип на терен се кратерите со темни параболи, а главната област е окупирана од темни (на радио сликата) параболи, вкупната површина на која е речиси 6% од целата површина на Венера. Бојата на параболите се должи на тоа што тие се составени од обвивка од ситнозрнест материјал со дебелина до 1-2 m, формиран поради емисиите од ударните кратери. Исто така, можно е овој материјал да бил преработен со еолски процеси, кои доминирале во голем број региони на Венера, оставајќи многу километри пругаст еолски релјеф.

Патерите се слични на кратери и кратери со темни параболи - кратери со неправилна форма или сложени кратери со гребени рабови.

Сите овие податоци беа собрани кога планетата Венера беше на дофат на вселенските летала (советски, серии Венера и серии Американ, Маринер и Пионер-Венус).

Така, во октомври 1975 година, возилата за спуштање Венера-9 и Венера-10 направија меко слетување на површината на планетата и пренесоа слики од местото на слетување на Земјата. Ова беа првите фотографии во светот пренесени од површината на друга планета. Сликата е добиена во видливи зраци со помош на телефотометар - систем кој, според принципот на работа, наликува на механичка телевизија.

Покрај фотографирањето на површината на Venera-8, Venera-9 и Venera-10 AMS, тие ја мереле густината на површинските карпи и содржината на природни радиоактивни елементи во нив.

На местата за слетување на Венера-9 и Венера-10, густината на површинските карпи беше блиску до 2,8 g/cm магматските карпи од земјината кора...

Во 1978 година беше лансиран американскиот апарат Pioneer-Venus, чиј резултат беше топографска карта создадена врз основа на радарско истражување.

Конечно, во 1983 година, вселенските летала Венера-15 и Венера-16 влегоа во орбитата околу Венера. Со помош на радар, тие ја мапираа северната хемисфера на планетата до 30° паралелна на скала од 1:5.000.000 и за прв пат открија такви уникатни карактеристики на површината на Венера како тесери и круни.

Уште повеќе детални картина целата површина со детали до 120 m во големина се добиени во 1990 година со вселенското летало Магелан. Компјутерите ги претворија информациите од радарот во слики слични на фотографии кои прикажуваат вулкани, планини и други детали од пејзажот.

Сл. 30 Топографска карта на Венера, составена од слики на меѓупланетарната станица Магелан. Кредит: НАСА

Според одлуката на Меѓународната астрономска унија, на картата на Венера - само женски имиња, бидејќи таа самата, единствената планета, носи женско име. Има само 3 исклучоци од ова правило: планините Максвел, регионите Алфа и Бета.

Имињата за деталите на неговиот релјеф, кои се преземени од митологиите на различни народи во светот, се доделуваат во согласност со утврдената процедура. Како ова:

Ридовите се именувани по божици, титаниди, џинови. На пример, регионот Улфрун, именуван по една од деветте џинови во скандинавските митови.

Низини - хероините на митовите. Во чест на една од овие хероини од античката грчка митологија, именувана е најдлабоката низина на Аталанта, која се наоѓа во северните географски широчини на Венера.

Бразди и линии се именувани по женски воинствени митолошки ликови.

Круни во чест на божиците на плодноста, земјоделството. Иако најпознатата од нив - круната на Павлова со дијаметар од околу 350 километри, е именувана по руска балерина.

Сртовите се именувани по божиците на небото, женски митолошки ликови поврзани со небото, светлината. Така по една од рамнините се протегаа сртовите на Вештерка. А Берегинската рамнина од северозапад кон југоисток ја поминуваат сртовите на Хера.

Земјите и висорамнините ги носат имињата на божиците на љубовта и убавината. Значи, еден од континентите (земјите) на Венера се нарекува земја на Иштар и е високопланински регион со огромно плато Лакшми со вулканско потекло.

Кањоните на Венера се именувани по митолошки фигури поврзани со шумата, ловот или Месечината (слично на римската Артемида).

Планинската област на северната хемисфера на планетата ја минува долгиот кањон Баба Јага. Во регионите Бета и Фиби, се издвојува кањонот Девана. И од регионот на Темида до земјата на Афродита, најголемиот венеријански каменолом Парнге се протега на повеќе од 10 илјади километри.

Големите кратери се именувани по познати жени. Малите кратери се обични женски имиња. Така, на висорамнината на Лакшми, можете да најдете мали кратери Берта, Људмила и Тамара, лоцирани јужно од планините Фреја и источно од големиот кратер Осипенко. Во близина на круната на Нефертити се наоѓа кратерот Потанин, именуван по рускиот истражувач на Централна Азија, а до него е кратерот Војнич (англиски писател, автор на романот „The Gadfly“). И најголемиот кратер на планетата го добил името по американската етнографка и антрополог Маргарет Мид.

Патери се именувани според истиот принцип како и големите кратери, т.е. со имиња на познати жени. Пример: отец Салфо.

Рамнините се именувани по хероините од различни митови. На пример, рамнините на Снежната девојка и Баба Јага. Околу Северниот Пол се протега рамнината Лухи - љубовницата на Северот во карелиските и финските митови.

Тесерите се именувани по божиците на судбината, среќата, среќата. На пример, најголемиот од тесерите на Венера се нарекува Телуриски тесери.

Корнизи - во чест на божиците на огништето: Веста, Ут итн.

Морам да кажам дека планетата води по бројот на именувани делови меѓу сите планетарни тела. На Венера, и најголемата разновидност на имиња за нивното потекло. Еве ги имињата од митовите за 192 различни националности и етнички групи од сите континенти на светот. Згора на тоа, имињата се прошарани низ планетата, без формирање на „национални региони“.

И како заклучок на описот на површината на Венера, даваме кратка структура на модерната карта на планетата.

Назад во средината на 60-тите, меридијанот беше земен како нулта меридијан (што одговара на Земјината Гринич) на картата на Венера, минувајќи низ центарот на светла (на радарски слики) заоблена област со дијаметар од 2 илјади км. , кој се наоѓа на јужната хемисфера на планетата и се нарекува Алфа регион со почетната буква од грчката азбука. Подоцна, со зголемената резолуција на овие слики, позицијата на главниот меридијан била поместена за околу 400 km поради фактот што тој минувал низ мала светла точка во центарот на големата прстенест структура на 330 km наречена Ева. По создавањето на првите обемни мапи на Венера во 1984 година, беше откриено дека токму на нултиот меридијан, на северната хемисфера на планетата, се наоѓа мал кратер со дијаметар од 28 километри. Кратерот го доби името Аријадна, по името на хероината од грчкиот мит и беше многу поудобен како референтна точка.

Нултиот меридијан, заедно со меридијанот од 180°, ја дели површината на Венера на 2 хемисфери: источна и западна.

Атмосфера на Венера. Физички услови на планетата Венера

Над безживотната површина на Венера се наоѓа уникатна атмосфера, најгуста во Сончевиот систем, откриена во 1761 година од М.В. Ломоносов, кој го набљудувал поминувањето на планетата преку сончевиот диск.

Сл. 31 Венера покриена со облаци. Кредит: НАСА

Атмосферата на Венера е толку густа што е апсолутно невозможно да се видат какви било детали на површината на планетата низ неа. Затоа, долго време, многу истражувачи веруваа дека условите на Венера се блиски до оние на Земјата за време на периодот на јаглерод, и, следствено, слична фауна исто така живее таму. Сепак, студиите спроведени со помош на возила за спуштање на меѓупланетарни станици покажаа дека климата на Венера и климата на Земјата се две големи разлики и нема ништо заедничко меѓу нив. Значи, ако температурата на долниот воздушен слој на Земјата ретко надминува +57 °C, тогаш на Венера температурата на воздушниот слој блиску до површината достигнува 480 °C, а неговите дневни флуктуации се незначителни.

Значајни разлики се забележани и во составот на атмосферите на двете планети. Ако во атмосферата на Земјата доминантен гас е азот, со доволна содржина на кислород, незначителна содржина на јаглерод диоксид и други гасови, тогаш во атмосферата на Венера ситуацијата е токму спротивна. Доминантниот удел во атмосферата е јаглерод диоксид (~ 97%) и азот (околу 3%), со мали додатоци на водена пареа (0,05%), кислород (илјадници проценти), аргон, неон, хелиум и криптон. Во многу мали количини има и нечистотии SO, SO 2, H 2 S, CO, HCl, HF, CH 4, NH 3.

Притисокот и густината на атмосферите на двете планети исто така се разликуваат многу. На пример, атмосферскиот притисок на Венера е околу 93 атмосфери (93 пати поголем отколку на Земјата), а густината на атмосферата на Венера е речиси два реда по големина поголема од густината на атмосферата на Земјата и само 10 пати помала од густината на вода. Таквата висока густина не може да не влијае на вкупната маса на атмосферата, која е приближно 93 пати поголема од масата на атмосферата на Земјата.

Како што сега веруваат многу астрономи; високата температура на површината, високиот атмосферски притисок и високата релативна содржина на јаглерод диоксид се очигледно поврзани фактори. Високата температура ја промовира трансформацијата на карбонатните карпи во силикат, со ослободување на CO 2 . На Земјата, CO 2 се врзува и поминува во седиментни карпи како резултат на дејството на биосферата, која е отсутна на Венера. Од друга страна, високата содржина на CO 2 придонесува за загревање на површината на Венера и долните слоеви на атмосферата, што го воспостави американскиот научник Карл Саган.

Всушност, гасовитата обвивка на планетата Венера е џиновска стаклена градина. Тој е способен да пушти сончева топлина, но не ја испушта, истовремено апсорбирајќи го зрачењето на самата планета. Апсорберите се јаглерод диоксид и водена пареа. Ефектот на стаклена градина се јавува и во атмосферите на другите планети. Но, ако во атмосферата на Марс ја зголемува просечната температура на површината за 9 °, во атмосферата на Земјата - за 35 °, тогаш во атмосферата на Венера овој ефект достигнува 400 степени!

Некои научници веруваат дека пред 4 милијарди години атмосферата на Венера повеќе наликувала на атмосферата на Земјата со течна вода на површината, а токму испарувањето на оваа вода го предизвикало неконтролираниот ефект на стаклена градина што се забележува и денес...

Атмосферата на Венера се состои од неколку слоеви кои многу се разликуваат по густина, температура и притисок: тропосфера, мезосфера, термосфера и егзосфера.

Тропосферата е најнискиот и најгустиот слој на атмосферата на Венера. Содржи 99% од масата на целата атмосфера на Венера, од кои 90% - до висина од 28 km.

Температурата и притисокот во тропосферата се намалуваат со висината, достигнувајќи на височини блиску до 50-54 km, вредности од +20° +37°C и притисок од само 1 атмосфера. Во такви услови, водата може да постои во течна форма (во форма на ситни капки), која заедно со оптималната температура и притисок, слични на оние во близина на површината на Земјата, создава поволни услови за живот.

Горната граница на тропосферата лежи на надморска височина од 65 km. над површината на планетата, одвојувајќи се од слојот над - мезосферата - тропопауза. Овде преовладуваат урагански ветрови со брзина од 150 m/s и повисоки, наспроти 1 m/s во близина на површината.

Ветровите во атмосферата на Венера се создаваат со конвекција: топол воздух над екваторот се издига и се шири кон половите. Оваа глобална ротација се нарекува Хедлиева ротација.

сл.32 Поларен вител во близина на јужниот пол на Венера. Кредит: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA/Univ. на Оксфорд

На географски широчини блиску до 60°, ротацијата на Хедли престанува: топол воздух се спушта и почнува да се движи назад кон екваторот, што е олеснето со високата концентрација на јаглерод моноксид на овие места. Сепак, ротацијата на атмосферата не запира дури ни северно од 60-те географски широчини: тука т.н. „поларни јаки“. Се карактеризираат со ниски температури, висока положба на облаците (до 72 км.).

Нивното постоење е последица на наглото покачување на воздухот, како резултат на што се забележува адијабатско ладење.

Околу самите полови на планетата, врамени со „поларни јаки“, оперираат џиновски поларни вртлози, четири пати поголеми од нивните копнени колеги. Секој вител има две очи - центри на ротација, кои се нарекуваат поларни диполи. Вртежите ротираат со период од околу 3 дена во насока на општата ротација на атмосферата, а брзината на ветерот се движи од 35-50 m/s во близина на нивните надворешни рабови до нула на половите.

Поларните вртлози, како што веруваат астрономите денес, се антициклони со опаѓачки воздушни струи во центарот и нагло се издигаат во близина на поларните јаки. Слично на поларните вртлози на Венера, структурите на Земјата се зимски поларни антициклони, особено оној што се формира над Антарктикот.

Мезосферата на Венера се протега на височини од 65 до 120 km и може да се подели на 2 слоја: првиот лежи на надморска височина од 62-73 km, има постојана температура и е горната граница на облаците; вториот е на надморска височина помеѓу 73-95 km, температурата овде опаѓа со висината, достигнувајќи го својот минимум на горната граница од -108°C. Над 95 km над површината на Венера започнува мезопаузата - границата помеѓу мезосферата и термосферата што лежи над. Во мезопаузата, температурата се зголемува со висината, достигнувајќи +27° +127°C на дневната страна на Венера. На ноќната страна на Венера, во рамките на мезопаузата, доаѓа до значително ладење и температурата паѓа до -173°C. Овој регион, најстудениот на Венера, понекогаш дури се нарекува и криосфера.

На надморска височина над 120 km се наоѓа термосферата, која се протега на надморска височина од 220-350 km, до границата со егзосферата - регионот каде светлината гасови ја напуштаат атмосферата и главно има само водород. Егзосферата завршува, а со неа и атмосферата, на надморска височина од ~5500 km, каде температурата достигнува 600-800 К.

Во мезо- и термосферата на Венера, како и во долната тропосфера, воздушната маса ротира. Навистина, движењето на воздушната маса не се случува во правец од екваторот кон половите, туку во правец од дневната страна на Венера кон ноќната страна. На дневната страна на планетата се јавува силен пораст на топол воздух, кој се шири на надморска височина од 90-150 km, преместувајќи се кон ноќната страна на планетата, каде што загреаниот воздух нагло паѓа надолу, што резултира со адијабатско загревање на воздухот . Температурата во овој слој е само -43°C, што е дури 130° повисока отколку општо на ноќната страна на мезосферата.

Податоци за карактеристиките и составот на атмосферата на Венера беа добиени и од AMS од серијата Венера со сериски броеви 4, 5 и 6. Венера 9 и 10 ја разјаснија содржината на водена пареа во длабоките слоеви на атмосферата, откривајќи дека макс вода пареата се содржи на надморска височина од 50 km, каде што е сто пати поголема од онаа на цврста површина, а процентот на пареа се приближува до еден процент.

Покрај проучувањето на составот на атмосферата, меѓупланетарните станици Венера-4, 7, 8, 9, 10 го мереле притисокот, температурата и густината во долните слоеви на атмосферата на Венера. Како резултат на тоа, беше откриено дека температурата на површината на Венера е околу 750 ° K (480 ° C), а притисокот е блиску до 100 atm.

Возилата за спуштање Венера-9 и Венера-10, исто така, добија информации за структурата на облакот слој. Значи, на надморска височина од 70 до 105 km има ретка стратосферска магла. Подолу, на надморска височина од 50 до 65 km (поретко до 90 km) се наоѓа најгустиот слој на облаци, кој според своите оптички својства е поблиску до ретка магла отколку до облаци во земска смисла на зборот. . Опсегот на видливост овде достигнува неколку километри.

Под главниот облак слој - на надморска височина од 50 до 35 km, густината опаѓа неколку пати, а атмосферата го намалува сончевото зрачење главно поради Рајлиовото расејување во CO 2 .

Подоблачната магла се појавува само ноќе, а се шири до ниво од 37 километри - до полноќ и до 30 километри - до зори. До пладне оваа магла исчезнува.

сл.33 Молња во атмосферата на Венера. Кредит: АВРМ

Бојата на облаците на Венера е портокалово-жолта, поради значителната содржина на CO 2 во атмосферата на планетата, чии големи молекули го расфрлаат овој конкретен дел од сончевата светлина и составот на самите облаци, кој се состои од 75 -80 проценти сулфурна киселина (можеби дури и сулфурен флуорид) со нечистотии од хлороводородна и флуороводородна киселина. Составот на облаците на Венера беше откриен во 1972 година од американските истражувачи Луиз и Ендрју Јанг, како и Годфри Сил, независно еден од друг.

Истражувањата покажаа дека киселината во Венеранските облаци се формира хемиски од сулфур диоксид (SO 2 ), кој може да биде извор на површински карпи кои содржат сулфур (пирити) и вулкански ерупции. Вулканите се манифестираат и на друг начин: нивните ерупции генерираат моќни електрични празнења - вистински грмотевици во атмосферата на Венера, кои постојано се снимени од инструментите на станиците од серијата Венера. Згора на тоа, грмотевиците на планетата Венера се многу силни: молњите удираат со 2 реда по големина почесто отколку во атмосферата на Земјата. Овој феномен се нарекува „Електричен змеј на Венера“.

Облаците се многу светли, рефлектирајќи 76% од светлината (ова е споредливо со рефлексивноста на кумулусните облаци во атмосферата и поларните ледени капи на површината на Земјата). Со други зборови, повеќе од три четвртини од сончевото зрачење се рефлектираат од облаците и само помалку од една четвртина поминува надолу.

Температура на облачност - од +10° до -40°C.

Облачниот слој брзо се движи од исток кон запад, правејќи една револуција околу планетата за 4 земјини денови (според набљудувањата на Маринер-10).

Магнетно поле на Венера. Магнетосферата на планетата Венера

Магнетното поле на Венера е незначително - нејзиниот магнетен диполен момент е помал од оној на Земјата за најмалку пет реда на величина. Причините за толку слабо магнетно поле се: бавната ротација на планетата околу својата оска, нискиот вискозитет на планетарното јадро, може да има и други причини. Како и да е, како резултат на интеракцијата на меѓупланетарното магнетно поле со јоносферата на Венера, во втората се создаваат магнетни полиња со мал интензитет (15-20 nT), хаотично лоцирани и нестабилни. Ова е таканаречената индуцирана магнетосфера на Венера, која има лачен удар, магнетокривка, магнетопауза и магнетоопашка.

Лак ударниот бран лежи на надморска височина од 1900 km над површината на планетата Венера. Ова растојание беше измерено во 2007 година за време на минималната сончева активност. При максимална сончева активност, висината на ударниот бран се зголемува.

Магнетопаузата се наоѓа на надморска височина од 300 km, што е малку повисока од јонопаузата. Помеѓу нив постои магнетна бариера - нагло зголемување на магнетното поле (до 40 Т), што го спречува пенетрацијата на сончевата плазма во длабочините на атмосферата на Венера, барем за време на минимум сончева активност. Во горните слоеви на атмосферата, значителни загуби на јоните O+, H+ и OH+ се поврзани со активноста на сончевиот ветер. Должината на магнетопаузата е до десет радиуси од планетата. Истото магнетно поле на Венера, или поточно нејзината опашка, се протега на неколку десетици венеријански дијаметри.

Јоносферата на планетата, со која е поврзано присуството на магнетното поле на Венера, се јавува под влијание на значајни плимни влијанија поради релативната близина на Сонцето, поради што се формира електрично поле над површината на Венера, чија јачина може да биде двојно поголема од јачината на „јасното временско поле“ забележано над површината на Земјата. Јоносферата на Венера се наоѓа на надморска височина од 120-300 km и се состои од три слоја: помеѓу 120-130 km, помеѓу 140-160 km и помеѓу 200-250 km. На надморска височина блиску до 180 km може да има дополнителен слој. Максималниот број на електрони по единица волумен - 3×10 11 m -3 е пронајден во вториот слој во близина на сончогледовата точка.

Венера е поблиску до Земјата од која било друга планета. Но, густата, облачна атмосфера не ви дозволува директно да ја видите нејзината површина. Радарските слики покажуваат многу широк спектар на кратери, вулкани и планини.
Површинските температури се доволно жешки за да се стопи оловото, а оваа планета можеби некогаш имала обемни океани.

Венера е втората планета од Сонцето, која има речиси кружна орбита, која ја заобиколува за 225 земјини денови на оддалеченост од 108 милиони километри од Сонцето. Ротацијата околу оската на Венера трае 243 земјини денови - максималното време меѓу сите планети. Венера ротира околу својата оска задната страна, односно во насока спротивна на орбитата. Оваа бавна и обратна ротација значи дека, како што се гледа од Венера, Сонцето изгрева и заоѓа само двапати годишно, бидејќи Венеријанските денови се еднакви на 117 наши. Венера се приближува до Земјата на растојание од 45 милиони километри - поблиску од која било друга планета.

Венера е само малку помала од Земјата и има речиси иста маса. Поради овие причини, Венера понекогаш се нарекува близначка или сестра на Земјата. Меѓутоа, површината и атмосферата на овие две планети се сосема различни. Земјата има реки, езера, океани и атмосферата што ја дишеме. Венера е врела планета со густа атмосфера која би била фатална за луѓето.

Пред почетокот вселенска ераАстрономите знаеја многу малку за Венера. Густите облаци ги спречија да ја видат површината преку телескопи. Леталото успеа да помине низ атмосферата на Венера, која главно се состои од јаглерод диоксид со нечистотии од азот и кислород. Бледожолтите облаци во атмосферата содржат капки сулфурна киселина кои паѓаат на површината како кисели дождови.

Пронаоѓањето на Венера на небото е полесно од која било друга планета. Нејзините густи облаци совршено ја рефлектираат сончевата светлина, правејќи ја планетата светла. Бидејќи орбитата на Венера е поблиску до Сонцето отколку на Земјата, Венера никогаш не се оддалечува од Сонцето на нашето небо. На секои седум месеци, неколку недели, Венера е најсветлиот објект на западното небо во вечерните часови. Се нарекува „вечерна ѕвезда“. Во текот на овие периоди, пилената сјајност на Венера е 20 пати поголема од сјајот на Сириус, најсветлата ѕвезда на северното небо. Три и пол месеци подоцна, Венера изгрева три часа пред Сонцето, станувајќи брилијантна „утринска ѕвезда“ на источното небо.

Можете да ја набљудувате Венера околу еден час по зајдисонце или еден час пред изгрејсонце. Аголот помеѓу Венера и Сонцето никогаш не надминува 47°. За две или три недели во близина на овие точки, Венера не може да се пропушти, освен ако небото е ведро. Ако за прв пат ја видите Венера на небото пред зори во периодот на најголемото западно издолжување, ќе можете да ја разликувате подоцна, дури и по изгрејсонцето, таа е толку светла. Ако користите двоглед или телескоп, преземете ги неопходните мерки на претпазливост за Сонцето случајно да не влезе во вашето видно поле.

Лесно е да се види дека Венера, како и Лупе, има фази. Во точките на најголемо издолжување, планетата изгледа како мала месечина во фазата на полудиск. Како што Венера се приближува кон Земјата, нејзината привидна големина малку се зголемува секој ден, а нејзината форма постепено се менува во тесна полумесечина. Но, ниту една карактеристика на површината на планетата не може да се види поради густите облаци.

Транзит на Венера преку дискот на Сонцето

Многу ретко се случува Венера да помине точно помеѓу Земјата и Сонцето. Овие пасуси биле користени во 18 век. да се одреди големината на Сончевиот систем. Забележувајќи ја разликата во времето помеѓу почетокот и крајот на преминот кога се набљудува од различни точки на Земјата, астрономите го процениле растојанието помеѓу Земјата и Венера. Третото патување на капетанот Кук во потрага по откритие (1776-1779) вклучувало набљудување на преминот. Венера следно ќе го премине сончевиот диск во 2004 година.

Фази на Венера

Галилео бил првиот што ги набљудувал фазите на Венера во 1610 година. Од сличноста со фазите на Месечината, тој заклучил дека орбитата на Венера е поблиску до Сонцето отколку орбитата на Земјата. Неговите набљудувања на Венера докажаа дека Сонцето е во центарот на нашиот Сончев систем. Со набљудување на фазите на Венера еднаш на неколку дена за околу еден месец, можете да пресметате дали оваа планета ни се приближува или се оддалечува од нас.

топол свет

Атмосферата на Венера е исклучително топла и сува. Температурата на површината го достигнува својот максимум на околу 480°C. Атмосферата на Венера содржи 105 пати повеќе гас од атмосферата на Земјата. Притисокот на оваа атмосфера во близина на површината е многу висок, 95 пати поголем отколку на Земјата. Вселенските бродови треба да бидат дизајнирани да ја издржат силата на дробење и дробење на атмосферата. Во 1970 година, првото вселенско летало што слета на Венера можеше да ја издржи големата топлина само околу еден час, доволно долго за да испрати податоци за површинските услови на Земјата. Руските авиони кои слетаа на Венера во 1982 година испратија и фотографии во боја од остри карпи на Земјата.

Поради ефектот на стаклена градина, Венера е ужасно жешка. Атмосферата, која е погуста покривка од јаглерод диоксид, ја задржува топлината што доаѓа од Сонцето. Како резултат на тоа, се акумулира таква количина на топлинска енергија што температурата на атмосферата е многу повисока отколку во рерната.

На Земјата, каде што количината на јаглерод диоксид и атмосферата е мала, природниот ефект на стаклена градина ја зголемува глобалната температура за 30 "C. А на Венера, ефектот на стаклена градина ја зголемува температурата за уште 400". Проучувајќи ги физичките последици од најсилниот ефект на стаклена градина на Венера, можеме да ги замислиме резултатите дека акумулацијата на вишокот топлина на Земјата, предизвикана од зголемената концентрација на јаглерод диоксид во атмосферата поради согорувањето на фосилните горива - јаглен и нафта, може да доведе до.

Венера и Земјата во античко време

Пред 4,5 милијарди години, кога за прв пат се формираше Земјата, имаше и многу густа атмосфера од јаглерод диоксид - исто како Венера. Овој гас, сепак, се раствора во вода. Земјата не беше толку жешка како Венера бидејќи е подалеку од Сонцето; како резултат на тоа, дождовите го измиле јаглерод диоксидот од атмосферата и го испратиле во океаните. Од лушпите и коските на морски животни, настанале карпи како што се креда и варовник, кои вклучувале јаглерод и кислород. Покрај тоа, јаглерод диоксид беше извлечен од атмосферата на нашата планета и за време на формирањето на јаглен и нафта. Во атмосферата на Венера нема многу огниште. И поради ефектот на стаклена градина, температурата на атмосферата ја надминува точката на вриење на водата до надморска височина од околу 50 km. Венера можеби некогаш имала океани, но ако ги има, тие одамна зовриле.

Површина на Венера

За да ја проучат природата на површината на Венера под дебел слој облаци, астрономите користат и меѓупланетарни бродови и радио бранови. Повеќе од 20 американски и руски вселенски летала веќе се упатија кон Венера, повеќе од која било друга планета. Првиот руски брод беше смачкан од атмосферата. Меѓутоа, во доцните 1970-ти и раните 1980-ти, направени се првите фотографии на кои се видливи формации на тврди карпи - остри, наведнати, распаѓани, мали трошки и прашина. - чиј хемиски состав беше сличен на вулканските карпи на Земјата.

Во 1961 година, научниците испратија радио бранови до Венера и примија рефлектирачки сигнал на Земјата, мерејќи ја брзината на ротацијата на планетата околу нејзината оска. Во 1983 година, вселенските летала Веиера-15 и Венера-16 влегоа во орбитата околу Венера.

Со помош на радар направиле карта на северната хемисфера на планетата до паралела 30". Уште подетални карти на целата површина со детали до 120 m во 1990 година добиле леталото Магелан. Со помош на компјутери , радарските информации беа претворени во слики слични на фотографии, каде што се видливи вулкани, планини и други детали од пејзажот.

ударни кратери

Магелан пренел на Земјата прекрасни слики од огромните венеријански кратери. Тие настанале како резултат на удари на џиновски метеорити кои ја пробиле атмосферата на Венера до нејзината површина. Таквите судири ја ослободија течната лава содржана во планетата. Некои метеорити експлодираа во долниот дел од атмосферата, создавајќи ударни бранови кои формираа темни кружни кратери. Метеоритите кои минуваат низ атмосферата летаат со брзина од околу 60.000 km/h. Кога таков метеорит ќе ја погоди површината, цврстата карпа веднаш се претвора во врела пареа, оставајќи кратер во земјата. Понекогаш лавата по таков удар го наоѓа својот пат нагоре и тече надвор од кратерот.

Вулкани и лава

Површината на Вопори е покриена со стотици илјади вулкани. Има неколку многу големи: 3 km високи и 500 km широки. Но, повеќето од вулканите се со ширина од 2-3 km и високи околу 100 m. Излевањето на лава на Венера трае многу подолго отколку на Земјата. Венера е премногу жешка за да се појават мраз, дожд или бури, така што нема да се појават значителни атмосферски влијанија (атмосферски влијанија). Ова значи дека вулканите и кратерите не се многу променети откако се формирале пред милиони години. На фотографиите на Венера направени од Магелан, гледаме таков древен пејзаж што нема да го видите на Земјата - а сепак е помлад отколку на многу други планети и зголемувачи.

Очигледно, Венера е покриена со цврсти карпи. Жешка лава циркулира под нив, предизвикувајќи напнатост во мочуришниот површински слој. Лава постојано избива од дупки и пукнатини во цврста карпа. Покрај тоа, вулканите цело време испуштаат потоци од мали капки сулфурна киселина. На некои места, густата лава, која постепено истекува, се акумулира во форма на огромни барички широки до 25 km. На други места, огромни меурчиња со шепи формираат куполи на површината, кои потоа паѓаат.

На Земјата, на геолозите не им е лесно да го дознаат историчарот) на нашата планета, бидејќи подот постојано се еродира од ветер и дожд. Венера е од голем интерес за научниците од причина што нејзината површина е слична на древните фосилни слоеви. Деталите за неговиот пејзаж, откриени од Магелан, се стари стотици милиони години.

Вулканите и тековите на лава се зачувани во непроменлива пила на оваа сува планета, чиј свет е најблизок до нашиот.

Како да ја пронајдете „утринската ѕвезда“

Планетата ротира поблиску до Сонцето отколку до Земјата, па објасни како да ја најдеш Венера на небото? Тоа е прилично лесно. Секогаш ќе биде доволно блиску до Сонцето.

Венера се врти околу Сонцето побрзо од Земјата, така што ќе се појави на небото на запад навечер или пред изгрејсонце на исток.

Како да ја фатите утринската ѕвезда

За точно да ја одредите локацијата на Венера, можете да користите програми - планетариуми, кои ви овозможуваат многу точно да ја знаете нејзината локација. Има неколку работи што треба да ги имате на ум кога набљудувате. Прво, треба да земете предвид дека постои рамнина на еклиптиката.

Ако ја следите патеката на ѕвездата низ небото, линијата на нејзиното движење се нарекува еклиптика.

Еклиптиката малку се менува во текот на годината. Всушност, се крева и паѓа. Највисоката точка се јавува на денот на летната краткоденица, а најниската точка се јавува шест месеци подоцна, на денот на зимската краткоденица. Затоа, позицијата на објектите за набљудување секогаш ќе се менува, во зависност од сезоната.

Привидното движење на предметите на небото, поради ротацијата на Земјата, е 15 степени на час.

Венера не е видлива на сончева светлина додека не се оддалечи од Сонцето 5 степени, така што не може да се набљудува 20 минути по зајдисонце или пред изгрејсонце.

При своето најголемо источно и западно издолжување, се движи од 45 до 47 степени од Сонцето и се движи 3 часа и 8 минути напред или зад него.

Сега знаете како да пронајдете планета на небото и потребен ви е телескоп за да видите повеќе од само светла ѕвезда на небото. Покрај тоа, планетарен филтер и телескоп за автоматско следење се во ред за да можете целото внимание да го фокусирате на набљудување.

Среќно во потрагата по утринската ѕвезда.

	· · · ·

Се вели дека Наполеон бил доста изнервиран и лут кога едно попладне, за време на неговото патување во луксембуршката палата, публиката повеќе не гледала во него, туку во ѕвезда која силно свети на дневната небо. Оваа прекрасна „ѕвезда“ беше планетата Венера.

Ова навистина се случува. Познато е дека во 1750 година, а исто така и во Париз, Венера била видлива на дневното небо, што ги водело жителите на градот и околината во чудење и страв. Во 1799 година, генералот Бонапарта, враќајќи се од освојувањето на Италија, видел и чудесен небесен дијамант над неговата глава. Можеби тогаш веруваше во „својата ѕвезда“.

„Популарната астрономија“ на Камил Фламарион вели дека во античко време, Енеј, враќајќи се од Троја, ја видел Венера како сјае во својот зенит во текот на денот.

А еве што напишал друг француски астроном, Франсоа Араго, во книгата „Јавна астрономија“: „... Во 1716 година, лондонската толпа го разгледала изгледот Венераден за нешто прекрасно. Ова му даде на Хали причина да ги пресмета позициите во кои планетата се појавува во нејзиниот најголем волумен ...“

Услови за видливост за Венера

Но, навистина, какви се условите за видливоста на Венера? Особено во текот на денот? Најдобра видливост - навечер или наутро - кога е внатре Венера. За Венера, максималната вредност е 48 ° (во ретки случаи, 52 °). Сепак, не при секое издолжување Венера е доволно добро видлива на небото. Најдобрата вечерна видливост е во февруари, март, април. Утринската видливост за време на западното издолжување е најдобра во есен: во август, септември, октомври. Токму во овој период од годината се случува да се набљудува во текот на денот.

„... Тогаш ќе се појави знак на небото, ѕвездата е светла, стои над црквата, сјае цел ден ...“ - читаме, на пример, во Псковската хроника. Тоа беше Венера на 25 август 1331 година. На тој датум, таа беше во западна елонгација, односно беше утринска ѕвезда, а нејзината светлина се приближуваше до максимумот.

Венера е најсветла приближно 36 дена пред и 36 дена по долната конјукција. При максимална осветленост, привидната ѕвездена магнитуда на Венера достигнува минус 4,6 метри и повеќе.

Тоа се случува од светлата Венера, објектите на Земјата даваат сенка.

Од деветте планети во Сончевиот систем, Венера најголемото албедо(рефлексивност) - 0,77, што веројатно се должи на атмосферата на јаглерод диоксид на планетата. Но, Венера добива и околу двојно повеќе сончева светлина од Земјата. Затоа, дури и на Марс, Венера е најсветлата светлина на небото по Сонцето и марсовските месечини.

Сега неколку зборови за фазите на Венера. Познато е дека луѓето со исклучително остар вид можат да ги видат фазите на Венера дури и со голо око. Како, на пример, мајката на познатиот математичар Гаус. Ја покани мајка си да ја погледне Венера низ астрономска цевка, мислеше да импресионира со невидена глетка: Венера во форма на срп. Сепак, тој самиот мораше да се зачуди.

Жената само прашала зошто само со окото гледа срп свртен во една насока, а преку телескоп во другиот ...

Познато е дека Месечината е најсветла за време на фазата на полна месечина. Но, максималната осветленост на Венера паѓа на периодот кога околу 30 проценти од нејзината површина е осветлена. Ова е околу половина пат помеѓу неговото најголемо издолжување и долната врска.

Целата низа, целиот циклус на нејзините фази, Венера поминува речиси точно 5 пати во 8 години.На астрономски јазик звучи вака: 5 синодски вртежи на Венера се прават за 8 години.

Навистина: просечниот синодичен Венера периодоколу 584 дена. Ако 5 x 584 = 2920 дена. И 8 периоди на Земјината револуција околу Сонцето - 8 x 365,25 = 2922 дена. Тоа е разлика од само 2 дена! Затоа на секои 8 години условите за видливоста на Венера се речиси сосема исти. Односно, на секои 8 години Венера се појавува речиси во иста фаза, речиси точно на истото место на небото.

Дијаметарот на планетата во различни фази не е ист: тесен срп е многу поголем во дијаметар од полн диск. Причината е што во различни фази планетата се отстранува од нас на различни растојанија (од 108 до 258 милиони километри). Во непосредна близина на Земјата, Венера се соочува со нас со својата неосветлена страна, така што никогаш не ја гледаме нејзината најголема фаза. Целиот диск е видлив само од најголема оддалеченост. Венера е најсветла за нас кога нејзиниот аголен дијаметар е 40″, а аголната ширина на српот е 10″. Тогаш сјае 13 пати посилно од Сириус - најсветлата ѕвезда на небото на земјата.

Затоа на античките стели, печати, амајлии, Венера била насликана со 8 зраци. И бројот 8 се сметаше за свет од многу древни народи.

Вавилонците на крајот на III милениум п.н.е. д. имаше календар заснован на 8-годишен циклус. „8 големи божества од исконското време“ ги познавале Египќаните.

Во Хомеровата Одисеја, осмата година постојано се споменува како пресвртница, која носи одлучувачки промени. Во Грција, општо се веруваше дека значајните настани обично се случуваат во осмата година. Орестес се одмаздува за убиството на неговиот татко, извршено пред 8 години.

Според една верзија на митот за Тезеј, Атињаните испраќале ужасна почит на чудовиштето Минотаур на Крит на секои 8 години.

Тракијците го нарекоа фестивалот во чест на богот на светлината и уметностите Аполон „осум години“. И во античка Теба, празникот во чест на Аполон се славеше на секои 8 години. Античките Ацтеки одржувале фестивал на „апсорпција на вода и леб“ на секои 8 години. Законите на Мојсеј содржат индикација: „И ќе сеете во осмата година...“ Списокот може да се продолжи. Но, и ова е доволно за да се разбере значењето на Венера во животот на античките народи! Венера беше далеку првата од „ѕвездите скитници“ кои човекот ги издвои поради нејзината впечатлива светлина.

Меѓутоа, на почетокот античките народи ги земале „утринските и вечерните ѕвезди“ за две различни. Утринската Венера античките Грци ја нарекувале Фосфор, а Латините Луцифер, и двата збора значат „носење светлина“.

НО вечерна Венеранаречена - Вечерна (Хеспер), односно „запад“, „вечер“.

Зборот Вечерна во денешно време значи „вечерна молитва“ на многу јазици.