Widoczność i pozycja planet na niebie w ciągu miesiąca.

Czerwiec, „najjaśniejszy” miesiąc, nie sprzyja obserwacjom astronomicznym. Jeśli na południu noce są po prostu krótkie, to w umiarkowanych szerokościach geograficznych w ogóle zaczyna się okres białych nocy. Jasne planety, Słońce i Księżyc pozostają prawie jedynymi dostępnymi obiektami do obserwacji.

Wszystkie cztery jasne planety można zobaczyć na czerwcowym niebie w tym roku. Jowisz widoczny jest w pierwszej połowie miesiąca wieczorami na zachodzie, piękna Wenus przez cały czerwiec - rano na wschodzie. Wieczorami na południu i południowym zachodzie można obserwować Marsa i Saturna. Te dwie planety są najwygodniejsze do obserwacji w czerwcu.

Ale zaczniemy nasz przegląd od Merkurego, planety najbliższej Słońcu.

Rtęć

Merkury na kilka minut przed jego zakryciem przez Księżyc na dziennym niebie Soczi 26 czerwca 2014 r.

Na początku czerwca kończy się okres wieczornej widoczności Merkurego. Najbliższą Słońcu planetę można było obserwować w pierwszych dniach miesiąca nisko na północnym zachodzie przez około pół godziny po zachodzie słońca i tylko na południu, poza strefą białych nocy. Prawie przez cały czerwiec Merkury znajduje się na niebie w pobliżu naszej gwiazdy dziennej i dlatego nie jest dostępny do obserwacji. 19 czerwca planeta wchodzi w dolną koniunkcję ze Słońcem, to znaczy przechodzi między Ziemią a Słońcem, po czym przechodzi na poranne niebo.

26 czerwca Merkury, znajdujący się na niebie tylko 10° od Słońca, zostanie pokryty przez Księżyc. To ciekawe zjawisko będzie obserwowane na Atlantyku, Ameryce i Europie, w szczególności na Krymie i na Kaukaskim wybrzeżu Morza Czarnego. Okultacja rozpocznie się około godziny 17:00, kiedy Księżyc i Słońce znajdą się na zachodnim niebie.

Jasność Merkurego wyniesie około 2,5 m, co w zasadzie pozwala zobaczyć planetę na tle błękitnego nieba w dobrym teleskopie amatorskim. Bądź jednak bardzo ostrożny! Nie zapominaj, że galwanizacja będzie miała miejsce w pobliżu Słońca i promienie gwiazdy mogą przypadkowo trafić w okular i uszkodzić Twój wzrok! Polecamy obserwację tego zjawiska tylko doświadczonym amatorom. Ze swojej strony postaramy się opublikować ciekawe zdjęcia reportażu, jeśli pojawią się w Internecie.

Wenus

Widziałeś już Wenus tego lata? Na początku czerwca Gwiazda Poranna wschodzi około godziny przed wschodem słońca nad wschodnią (a dokładniej północno-wschodnią) częścią horyzontu.

Jednak okres widoczności Wenus jest dość arbitralny: na Ukrainie, na Krymie i na Kaukazie planeta jest obecnie widoczna przez prawie 1,5 godziny, pojawiając się na ciemnym niebie. Na szerokości geograficznej Moskwy okres widoczności Wenus nie sięga nawet godziny. Jeszcze dalej na północ, ze względu na białe noce, jeszcze mniej. W tym samym czasie planeta wznosi się na tle świtu. Ale nadal można go znaleźć w Petersburgu ze względu na dużą jasność planety (w czerwcu utrzymuje się na poziomie około -4m). Zauważ, że w momencie wschodu Wenus, która w rzeczywistości jest biała, może być czerwona, pomarańczowa i głęboka żółta, co może zmylić początkującego. W tym przypadku mamy do czynienia z typowym zaczerwienieniem obiektów kosmicznych w pobliżu horyzontu z powodu pyłu unoszącego się w ziemskiej atmosferze.

Co wydarzy się na niebie z Wenus w ciągu miesiąca? Muszę powiedzieć, że przez cały czerwiec planeta ma ruch bezpośredni (to znaczy porusza się na tle gwiazd w tym samym kierunku co Słońce, z zachodu na wschód), poruszając się wzdłuż konstelacji Barana. Wenus stopniowo dogania gwiazdę na niebie, ale w czerwcu odległość nieznacznie się zmniejsza - z 37 do 30 stopni. Pozycja punktu wschodzącego planety jest nieznacznie przesunięta na północ.

30 stopni od Słońca to bardzo wygodna odległość do obserwowania tak jasnej planety na niebie przedświtu. Jednak w umiarkowanych szerokościach geograficznych i na północy interweniują białe noce, co nieco komplikuje obserwację. Ale nawet w tym przypadku, jak powiedzieliśmy powyżej, Wenus można dość łatwo zobaczyć gołym okiem, nie wspominając już o obserwacjach przez teleskop lub lornetkę. Przed wschodem słońca planeta ma czas wznieść się w niebo na szerokości geograficznej Moskwy o około 10 °, na szerokości geograficznej Soczi - o 15 ° nad horyzontem.

Być może to właśnie po wschodzie słońca czerwcowe obserwacje Wenus przez teleskop będą najbardziej interesujące i produktywne. Już o poranku planeta wznosi się na tyle wysoko nad horyzont, że turbulencje atmosferyczne nie zniekształcają znacząco obrazu w okularze, a niski kontrast między olśniewającą białą Wenus a niebieskim tłem nieba często pozwala dostrzec znacznie więcej szczegółów w zachmurzeniu planety niż zwykle.

W czerwcu pozorne wymiary zmniejszają się z 14 do 12 sekund kątowych, a faza wzrasta z 0,77 do 0,86. (Planeta, podążając mniejszą orbitą, wyprzedziła Ziemię i teraz się od niej oddala, a za kilka miesięcy ukryje się za Słońcem.)

Wenus i Księżyc na porannym niebie 24 czerwca. Dla jasności wymiary księżyca są czterokrotnie powiększone.

Muszę powiedzieć, że w ciągu dnia Wenus można zobaczyć gołym okiem. Aby to zrobić, wystarczy odizolować się od jasnego Słońca i spojrzeć na wycinek nieba 30° na prawo od gwiazdy. W pierwszej połowie dnia Wenus będzie nieco powyżej Słońca, w drugiej odpowiednio poniżej. Wreszcie, 24 czerwca, doskonałym punktem odniesienia do znalezienia Wenus, zarówno przed wschodem słońca, jak i na dziennym niebie, będzie „starzejący się” Księżyc, którego wąski sierp zbliży się do planety do 3,5 °.

Mars

Od kwietniowego sprzeciwu Marsa minęły 2 miesiące. Jasność i pozorne rozmiary Czerwonej Planety znacznie się zmniejszyły i nadal szybko się zmniejszają. Jednak w czerwcu Mars pozostaje jednym z najbardziej znanych ciała niebieskie w godzinach wieczornych i nocnych.

Przez cały miesiąc planeta znajduje się w konstelacji Panny, poruszając się na tle gwiazd w tym samym kierunku co Słońce i stopniowo zbliżając się do Spiki, głównej gwiazdy konstelacji Panny. Mars pojawia się o zmierzchu wieczornym na południowym zachodzie na 25° nad horyzontem (na szerokości geograficznej Moskwy). Planetę można odróżnić od gwiazd charakterystycznym różowawym kolorem, a nawet blaskiem (gwiazdy mają tendencję do zauważalnego migotania).

Na początku czerwca widzialność Marsa wynosi około 4 godzin, pod koniec tylko 2 godziny. Jasność planety spada z -0,5m do 0,0m, średnica widocznego dysku wynosi od 11,9″ do 9,5″. W dobrym teleskopie amatorskim z obiektywem 120 mm lub wyższym na dysku planety można znaleźć wiele ciekawych szczegółów - czapy polarne, obszary ciemne i jasne, obszary o różnych odcieniach żółci, czerwieni, a nawet niebieskiego. A na nowoczesnych obrazach cyfrowych Tajemnicza planeta nadal wydaje się bardzo imponująca.

Planeta Mars, sfotografowana 7 maja 2014 roku. Zdjęcie wyraźnie pokazuje północną czapę polarną, ciemne obszary regionu Chryse i jasne chmury cirrus.

Jowisz

Saturn, Księżyc, Mars i Jowisz wieczorem 8 czerwca. Jowisz wieczorami w pierwszej połowie czerwca widoczny jest w promieniach wieczornego świtu nisko na północnym zachodzie.

Świecąc na naszym niebie przez prawie rok Jowisz kończy okres wieczornej widzialności w czerwcu. Planeta porusza się w tym samym kierunku co Słońce, ale będąc dalej od nas niż światło dzienne, porusza się na tle gwiazd wolniej niż Słońce. Pod koniec lipca Słońce dogoni Jowisza i planeta ponownie, podobnie jak w zeszłym roku, przeniesie się na wieczorne niebo, gdzie 18 sierpnia nastąpi niezwykłe podejście do Wenus.

W pierwszej połowie czerwca Jowisz można obserwować przez około 2 godziny o zmierzchu wieczornym na północnym zachodzie (90° na prawo od Marsa); pod koniec miesiąca planeta faktycznie chowa się w promieniach Słońca.

Pomimo tego, że Jowisz znajduje się obecnie w pobliżu najbardziej odległego od Ziemi punktu jego orbity, planeta jest tak duża, że ​​jej jasność i wielkość nie zmniejszyły się znacząco w porównaniu z okresem zimowym. W czerwcu jasność Jowisza wynosi około -1,9 m, a średnica widocznego dysku to około 32 cale. Planeta jest nadal doskonale widoczna nawet w małych teleskopach; jego obserwacje będą w znacznie większym stopniu utrudnione przez niską pozycję nad horyzontem i jasne tło nieba w umiarkowanych szerokościach geograficznych niż przez odległość od Ziemi.

Saturn

Zbliżanie się Księżyca i Saturna o północy 11 czerwca 2014 r. Proszę zauważyć, że Saturn, Mars i jasna gwiazda Arcturus tworzą na niebie prawie równoramienny trójkąt w czerwcu.

Pozycja Saturna na niebie sprawia, że ​​ta planeta jest najwygodniejsza do obserwacji w czerwcu 2014 roku. Będąc przez cały miesiąc w konstelacji Wagi, olbrzym z pierścieniami pojawia się o zmierzchu na południu na wysokości 15-20 stopni nad horyzontem, w zależności od szerokości geograficznej obserwacji. Na południu Rosji, na Ukrainie, w Kazachstanie widoczność Saturna wyniesie około 6 godzin, w umiarkowanych szerokościach geograficznych planeta będzie widoczna przez całą krótką noc.

Pod względem jasności (0,4 m) Saturn jest porównywalny z większością jasne gwiazdy, jednak może to nie wystarczyć początkującemu, aby pewnie rozpoznać planetę na jasnym czerwcowym nocnym niebie. Specjalnie dla początkujących miłośników astronomii poinformujemy, że wieczorem Saturn znajduje się 30° (około 3-4 pięści wyciągniętej dłoni) na wschód od czerwonawego i jaśniejszego Marsa. Podczas poszukiwań ważne jest, aby nie mylić Marsa z gwiazdą Arcturus, która również jest czerwonawa i ma mniej więcej taką samą jasność jak Mars. Ogólnie rzecz biorąc, Mars, Arktur i Saturn tworzą na czerwcowym niebie trójkąt równoramienny, u podstawy którego znajdują się dwie planety. Najłatwiejszy sposób na znalezienie planety będzie w nocy z 10 na 11 czerwca. W tym czasie, obok Saturna (tylko 1,5 ° na południe od planety), Księżyc będzie w fazie bliskiej pełni księżyca.

Kolor Saturna jest żółty. Już w małym teleskopie widać spłaszczony w kierunku biegunów dysk planety i luksusowe pierścienie planety otwarte pod kątem 20°. Widoczne wymiary planety to 18″, a pierścienie to 40×15″. W teleskopie z obiektywem 100 mm lub większym możesz spróbować dostrzec Lukę Cassini w pierścieniach planety. Nawet przy użyciu mniejszych instrumentów, największy księżyc Saturna, Tytan, można zobaczyć jako gwiazdę o długości 8,4 metra.

Uran i Neptun

Ostatnie planety w naszym przeglądzie to Uran i Neptun. Odległe olbrzymy są zbyt słabe, aby można je było obserwować gołym okiem (tylko Uran w opozycji można zobaczyć na granicy widoczności w bezksiężycową noc). A w większości teleskopów amatorskich wyglądają co najwyżej jak maleńkie zielonkawo-niebieskie krążki bez żadnych szczegółów.

Teraz zarówno Uran, jak i Neptun znajdują się na porannym niebie odpowiednio w konstelacjach Ryb i Wodnika. Widoczność Urana w czerwcu wynosi około 1 godziny na początku miesiąca i wzrasta do 2 godzin pod koniec. Jasność planety wynosi 6,0 m, pozorna wielkość planety to 3,4 cala; aby zobaczyć dysk, potrzebny jest teleskop z obiektywem co najmniej 80 mm i powiększeniem 80× lub większym. Zauważ, że obserwacja planety na północ od Moskwy jest prawie niemożliwa z powodu białych nocy.

W jeszcze większym stopniu to ostatnie dotyczy również Neptuna, który nawet jeśli wschodzi prawie godzinę wcześniej niż Uran, ma jasność zaledwie 8m. Podobnie jak Uran, Neptun porusza się po niebie w tym samym kierunku co Słońce. Można go znaleźć w pobliżu gwiazdy Sigma Aquarii (magnituda 4,8m). Aby zobaczyć dysk planety, potrzebne jest poważniejsze narzędzie: teleskop z obiektywem 100-120 mm i powiększeniem ponad 100 ×.

Powtarzamy, że poszukiwania i obserwacje tych planet, ze względu na ich oddalenie od Ziemi, mają co najwyżej wartość poznawczą dla amatorów.

Podsumujmy. W czerwcu na niebie widoczne są wszystkie planety, z wyjątkiem Merkurego, który 19 czerwca wchodzi w gorszą koniunkcję ze Słońcem. Powstaną najkorzystniejsze warunki do obserwacji Saturna i Marsa. Te dwie planety pojawiają się na niebie o zmierzchu, odpowiednio na południu i południowym zachodzie. Planety znajdują się na wysokości około 20° nad horyzontem i są widoczne odpowiednio przez 6 i 4 godziny. W umiarkowanych szerokościach geograficznych Saturn można obserwować przez całą krótką noc.

Wenus jest widoczna na wschodzie rano na około godzinę przed wschodem słońca. Blask planety pozwala na obserwację jej zarówno w dzień, zarówno przez teleskop, jak i gołym okiem. Jowisza wciąż można zobaczyć wieczorami na północnym zachodzie, w promieniach wieczornego świtu. Jej widoczność gwałtownie spada, a pod koniec miesiąca planeta ukryje się w promieniach Słońca.

Planeta Wenus

Ogólne informacje o planecie Wenus. Siostra Ziemi

Ryc.1 Wenus. Migawka urządzenia MESSENGER z dnia 14 stycznia 2008 r. Źródło: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Wenus to druga planeta od Słońca, bardzo podobna pod względem wielkości, grawitacji i składu do naszej Ziemi. Jednocześnie jest najjaśniejszym po Słońcu i Księżycu obiektem na niebie, osiągając wielkość -4,4 magnitudo.

Planeta Wenus została bardzo dobrze zbadana, ponieważ odwiedziło ją kilkanaście statków kosmicznych, ale astronomowie wciąż mają kilka pytań. Oto tylko kilka z nich:

Pierwsze z pytań dotyczy rotacji Wenus: jej prędkość kątowa jest właśnie taka, że ​​podczas koniunkcji dolnej Wenus jest zwrócona do Ziemi cały czas tą samą stroną. Przyczyny tej zgodności między obrotem Wenus a ruchem orbitalnym Ziemi nie są jeszcze jasne…

Drugie pytanie to źródło ruchu atmosfery Wenus, która jest ciągłym gigantycznym wirem. Co więcej, ten ruch jest bardzo potężny i wyróżnia się niesamowitą stałością. Jakie siły tworzą wir atmosferyczny o takich wymiarach - czy jest to nieznane?

I ostatnie, trzecie pytanie - czy na planecie Wenus istnieje życie? Faktem jest, że na wysokości kilkudziesięciu kilometrów w pochmurnej warstwie Wenus obserwuje się warunki całkiem odpowiednie do życia organizmów: niezbyt wysoka temperatura, odpowiednie ciśnienie itp.

Należy zauważyć, że jeszcze pół wieku temu było znacznie więcej pytań związanych z Wenus. Astronomowie nie wiedzieli nic o powierzchni planety, nie znali składu jej niesamowitej atmosfery, nie znali właściwości jej magnetosfery i wiele więcej. Udało im się jednak znaleźć Wenus na nocnym niebie, zaobserwować jej fazy związane z ruchem planety wokół Słońca itd. Przeczytaj o tym, jak wykonywać takie obserwacje poniżej.

Obserwacja planety Wenus z Ziemi

Ryc. 2 Widok planety Wenus z Ziemi. Źródło: Carol Lakomiak

Ponieważ Wenus znajduje się bliżej Słońca niż Ziemi, nigdy nie wydaje się zbyt daleko od niej: maksymalny kąt między nią a Słońcem wynosi 47,8°. Dzięki takim cechom pozycji na ziemskim niebie Wenus osiąga maksymalną jasność na krótko przed wschodem lub jakiś czas po zachodzie. W ciągu 585 dni naprzemiennie występują okresy jej wieczornej i porannej widoczności: na początku okresu Wenus jest widoczna tylko rano, potem - po 263 dniach zbliża się bardzo do Słońca, a jej jasność nie pozwala na widzenie planeta przez 50 dni; potem nadchodzi okres wieczornej widzialności Wenus, trwający 263 dni, aż planeta ponownie zniknie na 8 dni, znajdując się między Ziemią a Słońcem. Następnie zmienność widoczności powtarza się w tej samej kolejności.

Rozpoznanie planety Wenus jest łatwe, ponieważ na nocnym niebie jest ona najjaśniejszą po Słońcu i Księżycu, osiągając maksymalnie -4,4 magnitudo. Charakterystyczną cechą planety jest jej równomierny biały kolor.

rys.3 Zmiana faz Wenus. Źródło: strona internetowa

Obserwując Wenus, nawet małym teleskopem, można zobaczyć, jak zmienia się oświetlenie jej dysku w czasie, tj. następuje zmiana fazy, którą po raz pierwszy zaobserwował Galileo Galilei w 1610 roku. Przy najbliższym zbliżeniu do naszej planety tylko niewielka część Wenus pozostaje poświęcona i przybiera postać cienkiego półksiężyca. Orbita Wenus w tym czasie jest pod kątem 3,4° do orbity Ziemi, tak że zwykle przechodzi ona tuż nad lub pod Słońcem w odległości do osiemnastu słonecznych średnic.

Ale czasami zdarza się sytuacja, w której planeta Wenus znajduje się w przybliżeniu na tej samej linii między Słońcem a Ziemią, a wtedy można zobaczyć niezwykle rzadkie zjawisko astronomiczne - przejście Wenus przez dysk Słońca, w którym Planeta przybiera postać małej ciemnej „plamki” o średnicy 1/30 Słońca.

rys.4 Tranzyt Wenus przez dysk Słońca. Zdjęcie z satelity TRACE NASA z 6 sierpnia 2004 r. Źródło: NASA

Zjawisko to występuje około 4 razy w ciągu 243 lat: najpierw obserwuje się 2 pasaże zimowe z częstotliwością 8 lat, następnie trwa 121,5 roku, a 2 kolejne, tym razem letnie, pasaże występują z częstotliwością 8 lat. Zimowe tranzyty Wenus można wtedy zaobserwować dopiero po 105,8 roku.

Należy zauważyć, że jeśli czas trwania cyklu 243-letniego jest wartością względnie stałą, to okresowość między przejściami zimowymi i letnimi w jego obrębie zmienia się ze względu na niewielkie rozbieżności w okresach powrotu planet do punktów ich połączenia. orbity.

Tak więc do 1518 wewnętrzna sekwencja pasaży Wenus wyglądała jak „8-113,5-121,5”, a do 546 było 8 pasaży, a odstępy między nimi wynosiły 121,5 lat. Obecna sekwencja będzie kontynuowana do 2846, po czym zostanie zastąpiona inną: „105,5-129,5-8”.

Ostatni tranzyt planety Wenus, trwający 6 godzin, zaobserwowano 8 czerwca 2004 r., następny nastąpi 6 czerwca 2012 r. Potem nastąpi przerwa, której koniec nastąpi dopiero w grudniu 2117 roku.

Historia eksploracji planety Wenus

Ryc.5 Ruiny obserwatorium w mieście Chichen Itza (Meksyk). Źródło: wikipedia.org

Planeta Wenus, wraz z Merkurym, Marsem, Jowiszem i Saturnem była znana ludziom z neolitu (nowej epoki kamienia). Planeta była dobrze znana starożytnym Grekom, Egipcjanom, Chińczykom, mieszkańcom Babilonu i Ameryki Środkowej, plemionom północnej Australii. Jednak ze względu na specyfikę obserwacji Wenus tylko rano lub wieczorem, starożytni astronomowie wierzyli, że widzą zupełnie inne obiekty niebieskie, dlatego nazwali poranną Wenus jedną nazwą, a wieczorem jedną drugą. Tak więc Grecy nadali nazwę Vesper wieczornej Wenus, a Fosfor porannej Wenus. Starożytni Egipcjanie nadali planecie dwie nazwy: Tayoumutiri – poranna Wenus i Owaiti – wieczór. Indianie Majów nazywali Wenus Noh Ek – „Wielką Gwiazdą” lub Ksuks Ek – „Gwiazdą Osy” i potrafili obliczyć jej okres synodyczny.

Pierwszymi ludźmi, którzy zrozumieli, że ranek i wieczór Wenus to ta sama planeta, byli greccy pitagorejczycy; nieco później inny starożytny Grek, Heraklid Pontus, zasugerował, że Wenus i Merkury krążą wokół Słońca, a nie Ziemi. Mniej więcej w tym samym czasie Grecy nadali planecie imię bogini miłości i piękna, Afrodyty.

Ale planeta otrzymała nazwę „Wenus” znaną współczesnym ludziom od Rzymian, którzy nazwali ją na cześć bogini patronki całego ludu rzymskiego, która zajmowała to samo miejsce w mitologii rzymskiej, co Afrodyta po grecku.

Jak widać, starożytni astronomowie jedynie obserwowali planetę, jednocześnie obliczając synodyczne okresy rotacji i sporządzając mapy gwiaździstego nieba. Próbowano również obliczyć odległość Ziemi od Słońca obserwując Wenus. Aby to zrobić, konieczne jest, gdy planeta przechodzi bezpośrednio między Słońcem a Ziemią, metodą paralaksy, aby zmierzyć niewielkie różnice w czasie rozpoczęcia lub zakończenia przejścia w dwóch dość odległych punktach naszej planety. Odległość między punktami jest dalej używana jako długość podstawy do określania odległości do Słońca i Wenus przez triangulację.

Historycy nie wiedzą, kiedy astronomowie po raz pierwszy zaobserwowali przejście planety Wenus przez dysk Słońca, ale znają imię osoby, która jako pierwsza przewidziała takie przejście. To niemiecki astronom Johannes Kepler przewidział przejście roku 1631. Jednak w przewidywanym roku, z powodu pewnej nieścisłości prognozy Keplera, nikt nie zaobserwował przejścia w Europie...

Ryc.6 Jerome Horrocks obserwuje przejście planety Wenus przez dysk słoneczny. Źródło: wikipedia.org

Ale inny astronom - Jerome Horrocks, po udoskonaleniu obliczeń Keplera, odkrył dokładne okresy powtarzania się pasaży, a 4 grudnia 1639 r. Ze swojego domu w Much Hoole w Anglii mógł zobaczyć na własne oczy przejście Wenus przez dysk słoneczny.

Używając prostego teleskopu, Horrocks rzutował dysk słoneczny na deskę, gdzie oczy obserwatora mogły bezpiecznie zobaczyć wszystko, co wydarzyło się na tle dysku słonecznego. A potem o godzinie 15:15, zaledwie pół godziny przed zachodem słońca, Horrocks w końcu zobaczył przewidywane przejście. Za pomocą przeprowadzonych obserwacji angielski astronom próbował oszacować odległość Ziemi od Słońca, która okazała się wynosić 95,6 mln km.

W 1667 Giovanni Domenico Cassini podjął pierwszą próbę określenia okresu rotacji Wenus wokół jej osi. Otrzymana wartość była bardzo daleka od rzeczywistej i wynosiła 23 godziny i 21 minut. Wynikało to z faktu, że Wenus trzeba było obserwować tylko raz dziennie i tylko przez kilka godzin. Kierując swój teleskop na planetę przez kilka dni i widząc cały czas ten sam obraz, Cassini doszedł do wniosku, że planeta Wenus wykonała pełny obrót wokół własnej osi.

Po obserwacjach Horrocksa i Cassini oraz znając obliczenia Keplera, astronomowie na całym świecie z niecierpliwością wyczekiwali kolejnej okazji do obserwacji tranzytu Wenus. I taka okazja nadarzyła się im w 1761 roku. Wśród astronomów prowadzących obserwacje był nasz rosyjski naukowiec Michaił Wasiliewicz Łomonosow, który odkrył, kiedy planeta wchodziła w dysk słoneczny, a także opuszczając go, jasny pierścień wokół ciemnego dysku Wenus. Łomonosow wyjaśnił obserwowane zjawisko, nazwane później jego imieniem („zjawisko Łomonosowa”), obecnością atmosfery w pobliżu Wenus, w której załamywały się promienie słoneczne.

Po 8 latach obserwacji angielski astronom William Herschel i niemiecki astronom Johann Schroeter kontynuowali obserwacje, "odkrywając" po raz drugi atmosferę Wenus.

W latach 60. XIX wieku astronomowie zaczęli podejmować próby poznania składu odkrytej atmosfery Wenus, a przede wszystkim określenia obecności w niej tlenu i pary wodnej za pomocą analizy spektralnej. Nie znaleziono jednak ani tlenu, ani pary wodnej. Jakiś czas później, już w XX wieku, wznowiono próby znalezienia „gazów życia”: obserwacje i badania prowadzili A. A. Belopolsky w Pułkowie (Rosja) i Vesto Melvin Slifer w Flagstaff (USA).

W tym samym XIX wieku Włoski astronom Giovanni Schiaparelli ponownie próbował ustalić okres rotacji Wenus wokół własnej osi. Zakładając, że cyrkulacja Wenus do Słońca jest zawsze po jednej stronie, związana z jej bardzo powolną rotacją, ustalił okres jej rotacji wokół osi na 225 dni, czyli o 18 dni mniej niż rzeczywisty.

Rys. 7 Obserwatorium Mount Wilson. Źródło: MWOA

W 1923 r. Edison Pettit i Seth Nicholson z Obserwatorium Mount Wilson na Mount Wilson w Kalifornii (USA) rozpoczęli pomiary temperatury górnych chmur Wenus, które następnie wykonało wielu naukowców. Dziewięć lat później amerykańscy astronomowie W. Adams i T. Denham z tego samego obserwatorium zarejestrowali w widmie Wenus trzy pasma należące do dwutlenku węgla (CO 2 ). Intensywność pasm doprowadziła do wniosku, że ilość tego gazu w atmosferze Wenus jest wielokrotnie większa niż jego zawartość w atmosferze ziemskiej. W atmosferze Wenus nie znaleziono żadnych innych gazów.

W 1955 roku William Sinton i John Strong (USA) zmierzyli temperaturę zachmurzonej warstwy Wenus, która okazała się wynosić -40 ° C, a nawet niższą w pobliżu biegunów planety.

Oprócz Amerykanów radzieccy naukowcy N.P. Barabaszow, V.V. Szaronow i V.I. Yezersky, francuski astronom B. Lio. Ich badania, a także opracowana przez Sobolewa teoria rozpraszania światła przez gęste atmosfery planet, potwierdziły, że rozmiary cząstek obłoków Wenus wynosiły około jednego mikrometra. Naukowcy mogli jedynie poznać naturę tych cząstek i bardziej szczegółowo zbadać całą grubość mętnej warstwy Wenus, a nie tylko jej górną granicę. W tym celu konieczne było wysłanie na planetę stacji międzyplanetarnych, które następnie stworzyli naukowcy i inżynierowie ZSRR i USA.

Pierwszym statkiem kosmicznym wystrzelonym na planetę Wenus była Venera 1. To wydarzenie miało miejsce 12 lutego 1961 roku. Jednak po pewnym czasie komunikacja z urządzeniem została utracona i Wenera-1 weszła na orbitę satelity Słońca.

Ryc. 8 „Wenus-4”. Źródło: NSSDC

Ryc. 9 „Wenus-5”. Źródło: NSSDC

Kolejna próba również zakończyła się niepowodzeniem: aparat Venera-2 przeleciał na odległość 24 tys. Km. z planety. Tylko Venera-3, wystrzelona przez Związek Radziecki w 1965 roku, była w stanie podejść stosunkowo blisko planety, a nawet wylądować na jej powierzchni, co ułatwił specjalnie zaprojektowany pojazd do zniżania. Jednak z powodu awarii systemu sterowania stacji nie otrzymano żadnych danych o Wenus.

Po 2 latach - 12 czerwca 1967 r. Wenera-4 wyruszyła na planetę, również wyposażona w pojazd do zniżania, którego celem było badanie właściwości fizycznych i składu chemicznego atmosfery Wenus za pomocą 2 termometrów oporowych, barometrycznych czujnik, jonizacyjny miernik gęstości atmosferycznej oraz 11 wkładów - analizatory gazów. Urządzenie spełniło swój cel, stwierdzając obecność ogromnej ilości dwutlenku węgla, słabe pole magnetyczne otaczające planetę oraz brak pasów radiacyjnych.

W 1969 roku, w odstępie zaledwie 5 dni, na Wenus wyruszyły od razu 2 stacje międzyplanetarne o numerach seryjnych 5 i 6.

Ich pojazdy zniżające, wyposażone w nadajniki radiowe, radiowysokościomierze i inny sprzęt naukowy, przekazywały podczas zniżania informacje o ciśnieniu, temperaturze, gęstości i składzie chemicznym atmosfery. Okazało się, że ciśnienie atmosfery Wenus sięga 27 atmosfer; Nie udało się ustalić, czy może przekroczyć wskazaną wartość: pojazdy zjazdowe po prostu nie były zaprojektowane do wyższego ciśnienia. Temperatura atmosfery Wenus podczas opadania pojazdów wahała się od 25° do 320°C. W kompozycji atmosfery dominowały: dwutlenek węgla z niewielką ilością azotu, tlenu i domieszką pary wodnej.

Ryc. 10 „Mariner-2”. Źródło: NASA/JPL

Oprócz statku kosmicznego związek Radziecki Badania planety Wenus przeprowadziły amerykańskie aparaty serii Mariner, z których pierwszy, o numerze seryjnym 2 (nr 1, rozbił się na starcie) przeleciał obok planety w grudniu 1962 roku, określając temperaturę jej powierzchni . W podobny sposób, przelatując obok planety w 1967 roku, Wenus została zbadana przez inny amerykański statek kosmiczny, Mariner 5. Realizując swój program, piąty Mariner potwierdził przewagę dwutlenku węgla w atmosferze Wenus, odkrył, że ciśnienie w grubości tej atmosfery może sięgać 100 atmosfer, a temperatura - 400 ° C.

Należy zauważyć, że badanie planety Wenus w latach 60-tych. pochodzi z ziemi. Tak więc, za pomocą metod radarowych, amerykańscy i radzieccy astronomowie odkryli, że rotacja Wenus jest odwrócona, a okres rotacji Wenus wynosi ~243 dni.

15 grudnia 1970 r. Sonda Venera-7 po raz pierwszy dotarła do powierzchni planety i pracując nad nią przez 23 minuty przesłała dane o składzie atmosfery, temperaturze jej różnych warstw, a także ciśnieniu, co zgodnie z wynikami pomiarów okazało się 90 atmosferami.

Półtora roku później, w lipcu 1972 roku, na powierzchni Wenus wylądował inny sowiecki aparat.

Za pomocą aparatury naukowej zainstalowanej na pojeździe schodzącym zmierzono natężenie oświetlenia na powierzchni Wenus równe 350 ± 150 luksów (jak na Ziemi w pochmurny dzień) oraz gęstość skał powierzchniowych równą 1,4 g/ cm3. Stwierdzono, że chmury Wenus leżą na wysokości od 48 do 70 km, mają strukturę warstwową i składają się z kropelek 80% kwasu siarkowego.

W lutym 1974 Mariner 10 przeleciał obok Wenus, fotografując jej pokrywę chmur przez 8 dni w celu zbadania dynamiki atmosfery. Na podstawie uzyskanych obrazów możliwe było wyznaczenie okresu rotacji warstwy chmur Wenus na 4 dni. Okazało się również, że ten obrót odbywa się zgodnie z ruchem wskazówek zegara, patrząc od bieguna północnego planety.

rys.11 Pojazd zjazdowy Venera-10. Źródło: NSSDC

Kilka miesięcy później, w październiku 1974 roku, na powierzchni Wenus wylądowały sowieckie statki kosmiczne o numerach seryjnych 9 i 10. Po wylądowaniu w odległości 2200 km przesłały na Ziemię pierwsze panoramy powierzchni z miejsc lądowania. Przez godzinę pojazdy opadające przekazywały informacje naukowe z powierzchni do statków kosmicznych, które zostały przeniesione na orbity sztucznych satelitów Wenus i przesłały je na Ziemię.

Należy zauważyć, że po lotach Vener-9 i 10 Związek Radziecki wystrzelił wszystkie statki kosmiczne z tej serii parami: najpierw jeden aparat został wysłany na planetę, a potem inny z minimalnym odstępem czasu.

Tak więc we wrześniu 1978 r. Wenera-11 i Wenera-12 udały się na Wenus. 25 grudnia tego samego roku ich pojazdy opadające dotarły na powierzchnię planety, wykonując szereg zdjęć i przesyłając niektóre z nich na Ziemię. Częściowo dlatego, że jeden z pojazdów zjazdowych nie otworzył osłon ochronnych komory.

Podczas opadania pojazdów w atmosferze Wenus zarejestrowano wyładowania elektryczne, niezwykle silne i częste. Tak więc jedno z urządzeń wykryło 25 wyładowań na sekundę, drugie - około tysiąca, a jeden z grzmotów trwał 15 minut. Według astronomów wyładowania elektryczne były związane z aktywną aktywnością wulkaniczną w miejscach opadania statków kosmicznych.

Mniej więcej w tym samym czasie badanie Wenus prowadził już statek kosmiczny amerykańskiej serii - Pioneer-Venus-1, wystrzelony 20 maja 1978 roku.

Po wejściu na 24-godzinną orbitę eliptyczną wokół planety 4 grudnia urządzenie przez półtora roku wykonywało mapowanie radarowe powierzchni, badając magnetosferę, jonosferę i strukturę chmur Wenus.

rys.12 "Pioneer-Wenus-1". Źródło: NSSDC

Po pierwszym „pionierze” drugi udał się na Wenus. Stało się to 8 sierpnia 1978 r. 16 listopada od aparatu odłączył się pierwszy i największy z pojazdów na zjazd, 4 dni później oddzieliły się 3 inne pojazdy na zjazd. 9 grudnia wszystkie cztery moduły weszły w atmosferę planety.

Zgodnie z wynikami badań pojazdów zstępujących Pioneer-Venera-2 określono skład atmosfery Wenus, w wyniku czego okazało się, że zawartość koncentracji argonu-36 i argonu-38 w jest 50-500 razy wyższe niż stężenie tych gazów w atmosferze ziemskiej. Atmosfera to głównie dwutlenek węgla z niewielką ilością azotu i innych gazów. Pod samymi chmurami planety znaleziono ślady pary wodnej i wyższe niż oczekiwano stężenie tlenu cząsteczkowego.

Sama warstwa chmur, jak się okazało, składa się z co najmniej 3 dobrze zdefiniowanych warstw.

Górna, leżąca na wysokości 65-70 km, zawiera krople stężonego kwasu siarkowego. Dwie pozostałe warstwy mają w przybliżeniu taki sam skład, z tą różnicą, że w najniższej warstwie przeważają większe cząstki siarki. Na wysokości poniżej 30 km. Atmosfera Wenus jest stosunkowo przezroczysta.

Podczas schodzenia urządzenia wykonały pomiary temperatury, które potwierdziły kolosalny efekt cieplarniany panujący na Wenus. Jeśli więc na wysokości ok. 100 km temperatura wynosiła -93°C, to na górnej granicy chmur -40°C, po czym dalej rosła, osiągając przy powierzchni 470°C...

W październiku-listopadzie 1981 r. w odstępie 5 dni wyruszyły Wenera-13 i Wenera-14, których pojazdy zniżające w marcu, już 82. marca, dotarły na powierzchnię planety, przekazując panoramiczne obrazy lądowisk. na Ziemię, na której widoczne było żółto-zielone niebo Wenus oraz zbadanie składu gleby Wenus, w której znaleźli: krzemionkę (do 50% całkowitej masy gleby), ałun glinowy (16%), tlenki magnezu (11%), żelazo, wapń i inne pierwiastki. Ponadto za pomocą urządzenia rejestrującego dźwięk zainstalowanego na Wenera-13 naukowcy po raz pierwszy usłyszeli odgłosy innej planety, a mianowicie grzmotów.

rys.13 Powierzchnia planety Wenus. Zdjęcie urządzenia „Wenus-13” z dnia 1 marca 1982 r. Źródło: NSSDC

2 czerwca 1983 r. AMS (automatyczna stacja międzyplanetarna) Venera-15 wyruszyła na planetę Wenus, która 10 października tego samego roku weszła na orbitę polarną wokół planety. 14 października Venera-16 została wystrzelona na orbitę, wystrzelona 5 dni później. Obie stacje zostały zaprojektowane do badania terenu Wenus za pomocą radarów zainstalowanych na ich pokładzie. Pracując razem przez ponad osiem miesięcy, stacje uzyskały obraz powierzchni planety na rozległym obszarze: od bieguna północnego do ~30° szerokości geograficznej północnej. W wyniku przetworzenia tych danych opracowano szczegółową mapę półkuli północnej Wenus na 27 arkuszach i opublikowano pierwszy atlas płaskorzeźby planety, który jednak obejmował tylko 25% jej powierzchni. Ponadto, na podstawie materiałów z badań pojazdów, sowieccy i amerykańscy kartografowie, w ramach pierwszego międzynarodowego projektu dotyczącego kartografii pozaziemskiej, prowadzonego pod auspicjami Akademii Nauk i NASA, wspólnie stworzyli serię trzech przeglądowych map północna Wenus. Prezentacja tej serii map pod nazwą „Magellan Flight Planning Kit” odbyła się latem 1989 roku na Międzynarodowym Kongresie Geologicznym w Waszyngtonie.

rys.14 Moduł zjazdowy AMS "Vega-2". Źródło: NSSDC

Po Wenus badania planety kontynuował radziecki AMS z serii Vega. Były dwa takie urządzenia: Vega-1 i Vega-2, które z różnicą 6 dni wystartowały na Wenus w 1984 roku. Sześć miesięcy później pojazdy zbliżyły się do planety, następnie oddzieliły się od nich moduły zniżające, które po wejściu w atmosferę podzieliły się również na moduły lądowania i sondy balonowe.

2 sondy balonowe, po napełnieniu helem powłok swoich spadochronów, dryfowały na wysokości około 54 km na różnych półkulach planety i przez dwa dni przesyłały dane, pokonując w tym czasie ścieżkę około 12 tys. km. Średnia prędkość, z jaką sondy leciały w ten sposób, wynosiła 250 km/h, co ułatwiała potężna globalna rotacja atmosfery Wenus.

Dane z sondy wykazały obecność bardzo aktywnych procesów w warstwie chmur charakteryzujących się silnymi prądami wstępującymi i zstępującymi.

Kiedy sonda Vega-2 przeleciała w rejonie Afrodyty nad szczytem o wysokości 5 km, uderzyła w kieszeń powietrzną, spadając gwałtownie o 1,5 km. Obie sondy rejestrowały również wyładowania atmosferyczne.

Lądowniki badały warstwę chmur i skład chemiczny atmosfery podczas schodzenia, po czym po miękkim lądowaniu na Równinie Syrenki rozpoczęli analizę gleby, mierząc widma fluorescencji rentgenowskiej. W obu miejscach, w których wylądowały moduły, odkryli skały o stosunkowo niskiej zawartości naturalnych pierwiastków promieniotwórczych.

W 1990 roku, wykonując manewry grawitacyjne, sonda Galileo (Galileo) przeleciała obok Wenus, z której wykonano przegląd spektrometrem podczerwieni NIMS, w wyniku którego okazało się, że przy długościach fal 1,1, 1,18 i 1, The 02 Sygnał µm koreluje z topografią powierzchni, to znaczy dla odpowiednich częstotliwości istnieją „okna”, przez które widoczna jest powierzchnia planety.

Rys. 15 Załadunek międzyplanetarnej stacji Magellan do przedziału ładunkowego statku kosmicznego Atlantis. Źródło: JPL

Rok wcześniej, 4 maja 1989 r., międzyplanetarna stacja NASA Magellan wyruszyła na Wenus, która pracując do października 1994 r. uzyskała zdjęcia prawie całej powierzchni planety, przeprowadzając jednocześnie szereg eksperymentów.

Badanie prowadzono do września 1992 roku, obejmując 98% powierzchni planety. Wchodząc w sierpniu 1990 r. na wydłużoną orbitę polarną wokół Wenus o wysokości od 295 do 8500 km i okresie orbitalnym 195 minut, urządzenie odwzorowało wąski pas o szerokości od 17 do 28 km i długości około 70 tys. km przy każdym podejściu do planety. W sumie było 1800 takich pasków.

Magellan bowiem wielokrotnie fotografował wiele obszarów pod różnymi kątami, co pozwoliło na skompilowanie trójwymiarowego modelu powierzchni, a także zbadanie ewentualnych zmian w krajobrazie. Stereoobraz uzyskano dla 22% powierzchni Wenus. Ponadto opracowano mapę wysokości powierzchni Wenus uzyskaną za pomocą wysokościomierza (wysokościomierza) oraz mapę przewodności elektrycznej jej skał.

Zgodnie z wynikami zdjęć, na których z łatwością można było rozróżnić szczegóły o wielkości do 500 m, stwierdzono, że powierzchnię planety Wenus zajmują głównie pagórkowate równiny i jest stosunkowo młoda jak na standardy geologiczne - około 800 milionów lat . Na powierzchni jest stosunkowo niewiele kraterów po meteorytach, ale często znajdują się ślady aktywności wulkanicznej.

Od września 1992 do maja 1993 Magellan badał pole grawitacyjne Wenus. W tym okresie nie wykonywał radaru powierzchniowego, ale nadawał stały sygnał radiowy na Ziemię. Zmieniając częstotliwość sygnału, udało się określić najmniejsze zmiany prędkości urządzenia (tzw. efekt Dopplera), co pozwoliło zidentyfikować wszystkie cechy pola grawitacyjnego planety.

W maju Magellan przystąpił do pierwszego eksperymentu: praktycznego zastosowania technologii hamowania atmosferycznego do udoskonalenia zdobytej wcześniej wiedzy na temat pola grawitacyjnego Wenus. Aby to zrobić, jego dolny punkt orbity został nieco obniżony, aby urządzenie dotykało górnych warstw atmosfery i zmieniało parametry orbity bez zużycia paliwa. W sierpniu orbita Magellana przebiegała na wysokości 180-540 km z okresem obrotu 94 minut. Na podstawie wyników wszystkich pomiarów opracowano „mapę grawitacyjną”, obejmującą 95% powierzchni Wenus.

Ostatecznie we wrześniu 1994 roku przeprowadzono ostatni eksperyment, którego celem było zbadanie górnych warstw atmosfery. Panele słoneczne aparatu zostały rozmieszczone jak łopaty wiatraka, a orbita Magellana została obniżona. Umożliwiło to uzyskanie informacji o zachowaniu cząsteczek w najwyższych warstwach atmosfery. 11 października orbita została po raz ostatni obniżona, a 12 października, wchodząc w gęste warstwy atmosfery, utracono komunikację ze statkiem kosmicznym.

Podczas swojej pracy Magellan wykonał kilka tysięcy orbit wokół Wenus, trzykrotnie wykonując zdjęcia planety za pomocą radarów z bocznym skanowaniem.

Ryc.16 Cylindryczna mapa powierzchni planety Wenus, skompilowana z obrazów międzyplanetarnej stacji Magellan. Źródło: NASA/JPL

Po locie Magellana, przez długie 11 lat, w historii badań Wenus przez statki kosmiczne panowała przerwa. Program badań międzyplanetarnych Związku Radzieckiego został skrócony, Amerykanie przerzucili się na inne planety, przede wszystkim na gazowe olbrzymy: Jowisza i Saturna. Dopiero 9 listopada 2005 r. Europejska Agencja Kosmiczna (ESA) wysłała na Wenus sondę Venus Express nowej generacji, stworzoną na tej samej platformie, co Mars Express wystrzelony 2 lata wcześniej.

rys.17 Venus Express. Źródło: ESA

Pięć miesięcy po wystrzeleniu, 11 kwietnia 2006 r., aparat dotarł na planetę Wenus, wkrótce wchodząc na bardzo wydłużoną orbitę eliptyczną i stając się jej sztucznym satelitą. W najbardziej odległym punkcie orbity od środka planety (apocentrum) Venus Express udał się na odległość 220 tysięcy kilometrów od Wenus, a w najbliższym punkcie (perycentrum) minął na wysokości zaledwie 250 kilometrów od Wenus. powierzchnia planety.

Jakiś czas później, dzięki subtelnym poprawkom orbitalnym, perycentrum Venus Express zostało obniżone jeszcze niżej, co pozwoliło urządzeniu wejść do najwyższych warstw atmosfery, a ze względu na tarcie aerodynamiczne, raz po raz, nieco, ale pewnie, spowalniało w dół do wysokości apocentrum. W rezultacie parametry orbity, która stała się okołobiegunowa, uzyskały następujące parametry: wysokość apocentrum - 66 000 kilometrów, wysokość perycentrum - 250 kilometrów, okres orbitalny aparatu na orbicie - 24 godziny.

Parametry bliskobiegunowej orbity roboczej Venus Express nie zostały wybrane przypadkowo: więc okres orbitalny wynoszący 24 godziny jest wygodny dla regularnej komunikacji z Ziemią: po zbliżeniu się do planety urządzenie zbiera informacje naukowe i oddala się od przeprowadza 8-godzinną sesję komunikacyjną, przesyłając do 250 MB informacji. Inną ważną cechą orbity jest jej prostopadłość do równika Wenus, dzięki czemu urządzenie ma możliwość szczegółowego zbadania obszarów polarnych planety.

Podczas wchodzenia na orbitę okołobiegunową z urządzeniem przytrafiła się niefortunna niedogodność: spektrometr PFS, przeznaczony do badania składu chemicznego atmosfery, zawiódł, a raczej został wyłączony. Jak się okazało, zacięło się zwierciadło, które miało przełączyć „wygląd” urządzenia ze źródła odniesienia (na pokładzie sondy) na planetę. Po wielu próbach obejścia awarii inżynierom udało się obrócić lustro o 30 stopni, ale to nie wystarczyło, aby urządzenie zadziałało i w końcu musiało zostać wyłączone.

12 kwietnia urządzenie po raz pierwszy wykonało zdjęcie południowego bieguna Wenus, którego wcześniej nie sfotografowano. Te pierwsze zdjęcia, wykonane spektrometrem VIRTIS z wysokości 206.452 kilometrów nad powierzchnią, ujawniły ciemny lejek podobny do podobnej formacji nad północnym biegunem planety.

rys.18 Chmury nad powierzchnią Wenus. Źródło: ESA

24 kwietnia kamera VMC wykonała serię zdjęć zachmurzenia Wenus w zakresie ultrafioletowym, co wiąże się ze znaczną – 50% – absorpcją tego promieniowania w atmosferze planety. Po związaniu z siatką współrzędnych uzyskano obraz mozaikowy, pokrywający znaczny obszar chmur. Analiza tego obrazu ujawniła niskokontrastowe struktury wstęgowe powstałe w wyniku silnych wiatrów.

Miesiąc po przybyciu - 6 maja o 23:49 czasu moskiewskiego (19:49 UTC), Venus Express wszedł na swoją stałą orbitę roboczą z okresem orbitalnym 18 godzin.

29 maja stacja przeprowadziła badanie w podczerwieni południowego regionu polarnego, ujawniając wir o bardzo nieoczekiwanym kształcie: z dwiema „strefami spokoju”, które są misternie ze sobą połączone. Po dokładniejszym przestudiowaniu obrazu naukowcy doszli do wniosku, że przed nimi znajdują się 2 różne struktury leżące na różnych wysokościach. Jak stabilna jest ta formacja atmosferyczna, nie jest jeszcze jasne.

29 lipca VIRTIS wykonał 3 zdjęcia atmosfery Wenus, z których została wykonana mozaika przedstawiająca ją złożona struktura. Zdjęcia zostały wykonane w odstępie około 30 minut i już zauważalnie nie pokrywały się na granicach, co wskazuje na dużą dynamikę atmosfery Wenus, związaną z huraganowymi wiatrami wiejącymi z prędkością ponad 100 m/s.

Inny spektrometr zainstalowany na Venus Express, SPICAV, wykazał, że chmury w atmosferze Wenus mogą wznosić się do 90 kilometrów w postaci gęstej mgły i do 105 kilometrów, ale już w postaci bardziej przezroczystej mgły. Wcześniej inne statki kosmiczne rejestrowały chmury tylko do wysokości 65 kilometrów nad powierzchnią.

Ponadto, wykorzystując blok SOIR w ramach spektrometru SPICAV, naukowcy odkryli w atmosferze Wenus „ciężką” wodę, w skład której wchodzą atomy ciężkiego izotopu wodoru – deuteru. Zwykła woda w atmosferze planety wystarczy, aby pokryć całą jej powierzchnię 3-centymetrową warstwą.

Nawiasem mówiąc, znając procent „ciężkiej wody” w stosunku do zwykłej wody, można ocenić dynamikę bilansu wodnego Wenus w przeszłości i teraźniejszości. Na podstawie tych danych zasugerowano, że w przeszłości na planecie mógł istnieć ocean o głębokości kilkuset metrów.

Kolejne ważne urządzenie naukowe zainstalowane w Venera Express, analizator plazmowy ASPERA, zarejestrowało dużą szybkość ucieczki materii z atmosfery Wenus, a także śledziło trajektorie innych cząstek, w szczególności jonów helu, pochodzenia słonecznego.

„Venus Express” działa do dziś, choć szacowany czas trwania misji aparatu bezpośrednio na planecie wynosił 486 ziemskich dni. Ale misja może zostać przedłużona, jeśli pozwolą na to zasoby stacji, o taki sam czas, co najwyraźniej miało miejsce.

Obecnie Rosja już opracowuje zupełnie nowy statek kosmiczny - międzyplanetarną stację Venera-D, zaprojektowaną do szczegółowego badania atmosfery i powierzchni Wenus. Zgodnie z przewidywaniami stacja będzie mogła pracować na powierzchni planety przez 30 dni, być może dłużej.

Po drugiej stronie oceanu – w Stanach Zjednoczonych, na zlecenie NASA, Global Aerospace Corporation również zaczęła ostatnio opracowywać projekt eksploracji Wenus za pomocą balonu, tzw. „Kontrolowany Air Robot Explorer” lub DARE.

Zakłada się, że balon DARE o średnicy 10 m będzie latał w warstwie chmur planety na wysokości 55 km. Wysokość i kierunek lotu DARE będzie kontrolowany przez stratoplan, który wygląda jak mały samolot.

Na kablu pod balonem zostanie umieszczona gondola z kamerami telewizyjnymi i kilkudziesięcioma małymi sondami, które zostaną zrzucone na powierzchnię w interesujących miejscach do obserwacji i badania składu chemicznego różnych struktur geologicznych na powierzchni planety. Tereny te zostaną wybrane na podstawie szczegółowego badania terenu.

Czas trwania misji balonowej wynosi od sześciu miesięcy do roku.

Ruch orbitalny i rotacja Wenus

rys.19 Odległość od planet ziemskich do Słońca. Źródło: Instytut Księżycowy i Planetarny

Wokół Słońca planeta Wenus porusza się po orbicie bliskiej kołowej, nachylonej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 3° 23 "39". Mimośród orbity Wenus jest najmniejszy w Układzie Słonecznym i wynosi tylko 0,0068 Dlatego odległość od planety do Słońca zawsze pozostaje w przybliżeniu taka sama, wynosząca 108,21 mln km Ale odległość między Wenus a Ziemią jest różna i w szerokim zakresie: od 38 do 258 mln km.

Na swojej orbicie, znajdującej się między orbitami Merkurego i Ziemi, planeta Wenus porusza się ze średnią prędkością 34,99 km / s i okresie syderycznym 224,7 ziemskich dni.

Wenus obraca się wokół własnej osi znacznie wolniej niż na orbicie: Ziemia ma czas na obrót 243 razy, a Wenus tylko 1. To znaczy. okres jej obrotu wokół własnej osi wynosi 243,0183 dni ziemskich.

Co więcej, rotacja ta nie zachodzi z zachodu na wschód, jak na wszystkich innych planetach, z wyjątkiem Urana, ale ze wschodu na zachód.

Odwrotny obrót planety Wenus prowadzi do tego, że dzień na niej trwa 58 dni ziemskich, noc trwa tak samo, a czas trwania dnia na Wenus to 116,8 dni ziemskich, tak że w ciągu roku Wenus można zobaczyć tylko 2 wschody i 2 zachody słońca, przy czym wschód słońca nastąpi na zachodzie, a zachody będą miały miejsce na wschodzie.

Prędkość obrotowa ciało stałe Wenus można wiarygodnie określić jedynie za pomocą radaru, ze względu na ciągłą pokrywę chmur, która ukrywa jej powierzchnię przed obserwatorem. Pierwsze odbicie radarowe z Wenus uzyskano w 1957 r. i na początku na Wenus wysłano impulsy radiowe w celu zmierzenia odległości w celu udoskonalenia jednostki astronomicznej.

W latach 80. USA i ZSRR zaczęły badać rozprzestrzenianie się impulsu odbitego w częstotliwości („widmo impulsu odbitego”) i opóźnienie w czasie. Rozmycie częstotliwości tłumaczy się obrotem planety (efekt Dopplera), opóźnieniem w czasie - różnymi odległościami od środka i krawędzi dysku. Badania te prowadzono głównie na decymetrowych falach radiowych.

Oprócz tego, że rotacja Wenus jest odwrócona, ma jeszcze jedną bardzo ciekawą cechę. Prędkość kątowa tej rotacji (2,99 10 -7 rad/s) jest właśnie taka, że ​​podczas dolnej koniunkcji Wenus cały czas jest zwrócona do Ziemi tą samą stroną. Przyczyny tej zgodności między obrotem Wenus a ruchem orbitalnym Ziemi nie są jeszcze jasne…

I na koniec powiedzmy, że nachylenie płaszczyzny równika Wenus do płaszczyzny jej orbity nie przekracza 3 °, dlatego zmiany sezonowe na planecie są nieznaczne, a sezonów w ogóle nie ma.

Wewnętrzna struktura planety Wenus

Średnia gęstość Wenus jest jedną z najwyższych w Układzie Słonecznym: 5,24 g/cm 3 , czyli tylko 0,27 g mniej niż gęstość Ziemi. Masy i objętości obu planet są również bardzo podobne, z ta różnicaże dla Ziemi parametry te są nieco większe: masa jest 1,2 razy większa, a objętość 1,15 razy.

rys.20 Wewnętrzna struktura planety Wenus. Źródło: NASA

Na podstawie rozważanych parametrów obu planet możemy stwierdzić, że ich struktura wewnętrzna jest podobna. I rzeczywiście: Wenus, podobnie jak Ziemia, składa się z 3 warstw: skorupy, płaszcza i jądra.

Najwyższą warstwą jest skorupa Wenus o grubości około 16 km. Skorupa składa się z bazaltów, które mają niską gęstość – około 2,7 g/cm 3 i powstały w wyniku wylania lawy na powierzchnię planety. Zapewne dlatego skorupa Wenus ma stosunkowo niewielki wiek geologiczny – około 500 milionów lat. Według niektórych naukowców proces wylewania się strumieni lawy na powierzchnię Wenus zachodzi z pewną okresowością: po pierwsze, substancja w płaszczu, na skutek rozpadu pierwiastków promieniotwórczych, nagrzewa się: strumienie konwekcyjne lub pióropusze otwierają planetę. skorupa, tworząca unikalne detale powierzchni - tessery. Po osiągnięciu określonej temperatury strumienie lawy przedostają się na powierzchnię, pokrywając prawie całą planetę warstwą bazaltów. Erupcje bazaltów występowały wielokrotnie, a w okresach ciszy wulkanicznej rozciągały się równiny lawy z powodu ochłodzenia, a następnie tworzyły się pasy szczelin i grzbietów Wenus. Około 500 milionów lat temu procesy w górnym płaszczu Wenus wydawały się osłabnąć, być może z powodu wyczerpania wewnętrznego ciepła.

Pod skorupą planetarną leży druga warstwa - płaszcz, który rozciąga się na głębokość około 3300 km do granicy z żelaznym jądrem. Najwyraźniej płaszcz Wenus składa się z dwóch warstw: solidnego dolnego płaszcza i częściowo stopionego górnego płaszcza.

Jądro Wenus, którego masa wynosi około jednej czwartej całej masy planety, a gęstość – 14 g/cm 3 – jest stałe lub częściowo stopione. Założenie to wysunięto na podstawie badania pola magnetycznego planety, którego po prostu nie ma. A jeśli nie ma pola magnetycznego, to nie ma źródła generującego to pole magnetyczne, tj. w żelaznym rdzeniu nie ma ruchu naładowanych cząstek (przepływy konwekcyjne), dlatego nie ma ruchu materii w rdzeniu. To prawda, że ​​pole magnetyczne może nie być generowane z powodu powolnego obrotu planety ...

Powierzchnia planety Wenus

Kształt planety Wenus jest zbliżony do kulistego. Dokładniej, może być reprezentowana przez trójosiową elipsoidę, której spłaszczenie biegunowe jest dwa rzędy wielkości mniejsze niż Ziemi.

W płaszczyźnie równikowej półosie elipsoidy Wenus wynoszą 6052,02 ± 0,1 km i 6050,99 ± 0,14 km. Półoś biegunowa wynosi 6051,54±0,1 km. Znając te wymiary, można obliczyć powierzchnię Wenus - 460 mln km 2.

rys.21 Porównanie planet Układ Słoneczny. Źródło: strona internetowa

Dane dotyczące wymiarów ciała stałego Wenus uzyskano za pomocą metod interferencji radiowej i udoskonalono za pomocą radiowysokościomierza i pomiarów trajektorii, gdy planeta znajdowała się w zasięgu statku kosmicznego.

Ryc.22 Region Estla na Wenus. W oddali widać wysoki wulkan. Źródło: NASA/JPL

Większość powierzchni Wenus zajmują równiny (do 85% całej powierzchni planety), wśród których dominują gładkie, nieco skomplikowane siecią wąskich krętych, łagodnie opadających grzbietów, równiny bazaltowe. Znacznie mniejszą powierzchnię niż gładkie zajmują równiny klapowate lub pagórkowate (do 10% powierzchni Wenus). Charakteryzują się języczkowatymi wypukłościami, podobnymi do ostrzy, różniącymi się jasnością radiową, które można interpretować jako rozległe pokrywy lawowe bazaltów o niskiej lepkości, a także licznymi stożkami i kopułami o średnicy 5-10 km, czasami z kraterami na szczycie . Na Wenus są też obszary równin, gęsto pokryte spękaniami lub praktycznie nienaruszone deformacjami tektonicznymi.

fot.23 Archipelag Isztar. Źródło: NASA/JPL/USGS

Oprócz równin na powierzchni Wenus odkryto trzy rozległe wzniesienia, które noszą nazwy ziemskich bogiń miłości.

Jeden z takich obszarów, archipelag Isztar, to rozległy górzysty region na półkuli północnej, porównywalny pod względem wielkości do Australii. W centrum archipelagu leży płaskowyż Lakshmi pochodzenia wulkanicznego, który jest dwukrotnie większy od lądowego Tybetu. Od zachodu płaskowyż ograniczają góry Akny, od północnego zachodu góry Freya o wysokości do 7 km, a od południa złożone góry Danu oraz półki Vesta i Ut, z całkowitym spadkiem do 3 km lub więcej. Wschodnia część płaskowyżu „wcina się” w najwyższy system górski Wenus – Góry Maxwella, nazwane na cześć angielskiego fizyka Jamesa Maxwella. Środkowa część pasma górskiego wznosi się na 7 km, a poszczególne szczyty górskie położone w pobliżu południka zerowego (63° N i 2,5° E) wznoszą się na wysokość 10,81-11.6 km, 15 km nad głębokim rowem Wenus, który leży blisko równik.

Kolejny wzniesiony obszar - archipelag Afrodyty, rozciągający się wzdłuż równika Wenus, ma jeszcze większy rozmiar: 41 mln km 2 , chociaż wysokość jest tu niższa.

To rozległe terytorium, położone w rejonie równikowym Wenus i rozciągające się na 18 tys. Km, obejmuje długości od 60 ° do 210 °. Rozciąga się od 10°N. do 45°S km, a jej wschodni kraniec – rejon Atli – rozciąga się aż do 30° szerokości geograficznej północnej.

Trzecim wzniesionym regionem Wenus jest ziemia Łada, która leży na południowej półkuli planety i znajduje się naprzeciwko archipelagu Isztar. Jest to dość płaski obszar, którego średnia wysokość powierzchni wynosi blisko 1 km, a maksimum (nieco ponad 3 km) osiąga w koronie Quetzalpetlatl o średnicy 780 km.

Fot. 24 Tessera Ba "het. Źródło: NASA / JPL

Oprócz tych wzniesionych obszarów, ze względu na swoją wielkość i wysokość, zwanych „lądami”, na powierzchni Wenus wyróżniają się inne, mniej rozległe. Takich jak np. tessery (z greki - kafle), które są wzgórzami lub wyżynami o wielkości od setek do tysięcy kilometrów, których powierzchnię przecinają w różnych kierunkach systemy schodkowych grzbietów i oddzielających je rowów, utworzonych przez roje uskoków tektonicznych.

Grzbiety lub grzbiety w tesserach mogą być liniowe i rozciągać się: do wielu setek kilometrów. I mogą być ostre lub odwrotnie zaokrąglone, czasem z płaską górną powierzchnią ograniczoną pionowymi półkami, co przypomina kombinację wstęg i rogów w warunkach ziemskich. Dość często grzbiety przypominają pomarszczony film zamarzniętych kiseli lub lawy sznurowe bazaltów z Wysp Hawajskich. Wysokość grzbietu może wynosić do 2 km, a półek - do 1 km.

Rowy oddzielające grzbiety gór sięgają daleko poza wyżyny, ciągnąc się przez tysiące kilometrów przez rozległe równiny Wenus. Pod względem topografii i morfologii są one podobne do stref ryftowych Ziemi i wydają się mieć ten sam charakter.

Powstawanie samych tesser wiąże się z powtarzającymi się ruchami tektonicznymi górnych warstw Wenus, którym towarzyszą kompresja, napięcie, rozdarcia, wypiętrzenia i osiadania różnych części powierzchni.

Trzeba powiedzieć, że są to najstarsze formacje geologiczne na powierzchni planety, dlatego nadano im odpowiednie nazwy: na cześć bogiń związanych z czasem i losem. Tak więc duża wyżyna, ciągnąca się na długości 3000 km w pobliżu bieguna północnego, nazywana jest tesserą fortuny, na południe od niej znajduje się tessera Laima, która nosi imię łotewskiej bogini szczęścia i losu.

Razem z lądami lub kontynentami tessery zajmują nieco ponad 8,3% terytorium planety, tj. dokładnie 10 razy mniejszy obszar niż równiny i prawdopodobnie stanowią podstawę znacznego, jeśli nie całego terytorium równin. Pozostałe 12% terytorium Wenus zajmuje 10 rodzajów rzeźby: korony, uskoki i kaniony tektoniczne, kopuły wulkaniczne, „pajęczaki”, tajemnicze kanały (bruzdy, linie), grzbiety, kratery, patery, kratery z ciemnymi parabolami, wzgórza. Rozważmy bardziej szczegółowo każdy z tych elementów reliefu.

Ryc. 25 Korona jest unikalnym reliefem na Wenus. Źródło: NASA/JPL

Korony, które są na równi z tesserami, są unikalnymi detalami reliefu powierzchni Wenus, są to duże owalne lub okrągłe zagłębienia wulkaniczne z podwyższoną częścią środkową, otoczone wałami, grzbietami, zagłębieniami. Centralną część koron zajmuje rozległy płaskowyż międzygórski, z którego pierścieniami rozciągają się pasma górskie, często wznoszące się ponad środkową część płaskowyżu. Obramowanie pierścieniowe koron jest zwykle niekompletne.

Korony na planecie Wenus, według wyników badań ze statku kosmicznego, znaleziono kilkaset. Korony różnią się między sobą wielkością (od 100 do 1000 km) oraz wiekiem tworzących je skał.

Korony powstały najwyraźniej w wyniku aktywnych przepływów konwekcyjnych w płaszczu Wenus. Wokół wielu koron obserwuje się zastygłe strumienie lawy, rozchodzące się na boki w postaci szerokich języków o ząbkowanej zewnętrznej krawędzi. Najwyraźniej to właśnie korony mogły służyć jako główne źródła, przez które stopiona materia z wnętrzności przedostawała się na powierzchnię planety, krzepnąc, tworząc rozległe płaskie obszary zajmujące do 80% terytorium Wenus. Nazwy tych obfitych źródeł stopionych skał pochodzą od imion bogiń płodności, urodzaju, kwiatów.

Niektórzy naukowcy uważają, że korony poprzedza inna specyficzna forma płaskorzeźby wenusjańskiej - pajęczaki. Pajęczaki, które otrzymały swoją nazwę ze względu na podobieństwo do pająków, przypominają kształtem korony, ale są mniejsze. Jasne linie rozciągające się od ich centrów przez wiele kilometrów mogą odpowiadać pęknięciom na powierzchni, które powstały, gdy magma wybuchła z wnętrzności planety. W sumie znanych jest około 250 pajęczaków.

Oprócz tesser, koron i pajęczynówek, powstawanie uskoków lub rowów tektonicznych wiąże się z procesami endogennymi (wewnętrznymi). Uskoki tektoniczne są często zgrupowane w długie (do tysięcy kilometrów) pasy, które są bardzo rozpowszechnione na powierzchni Wenus i można je kojarzyć z innymi strukturami ukształtowania terenu, na przykład z kanionami, które swoją strukturą przypominają lądowe szczeliny kontynentalne. W niektórych przypadkach obserwuje się prawie ortogonalny (prostokątny) układ wzajemnie przecinających się pęknięć.

Rys. 27 Zamontuj Maat. Źródło: JPL

Wulkany są również bardzo rozpowszechnione na powierzchni Wenus: są ich tysiące. Co więcej, niektóre z nich osiągają ogromne rozmiary: do 6 km wysokości i 500 km szerokości. Ale większość wulkany są znacznie mniejsze: tylko 2-3 km średnicy i 100 m wysokości. Ogromna większość wulkanów Wenus wygasła, ale niektóre z nich mogą obecnie wybuchać. Najbardziej oczywistym kandydatem na aktywny wulkan jest Mount Maat.

W wielu miejscach na powierzchni Wenus odkryto tajemnicze bruzdy i linie o długości od setek do kilku tysięcy kilometrów i szerokości od 2 do 15 kilometrów. Zewnętrznie wyglądają jak doliny rzeczne i mają te same cechy: meandrowe zwoje, rozbieżność i zbieżność poszczególnych „przewodów”, a w rzadkich przypadkach coś w rodzaju delty.

Najdłuższym kanałem na planecie Wenus jest dolina Baltis o długości około 7000 km i bardzo stałej (2-3 km) szerokości.

Nawiasem mówiąc, północna część doliny Baltis została również odkryta na zdjęciach satelitów Venera-15 i Venera-16, ale rozdzielczość zdjęć z tamtych czasów nie była wystarczająco wysoka, aby rozróżnić szczegóły tej formacji, a został odwzorowany jako rozległe pęknięcie niewiadomego pochodzenia.

rys.28 Kanały na Wenus w granicach lądu Łada. Źródło: NASA/JPL

Pochodzenie dolin lub kanałów Wenus pozostaje tajemnicą, głównie dlatego, że naukowcy nie znają cieczy, która mogłaby przebić się przez powierzchnię na takich odległościach. Obliczenia dokonane przez naukowców wykazały, że lawy bazaltowe, których ślady są szeroko rozpowszechnione na całej powierzchni planety, nie miałyby wystarczających rezerw ciepła, aby w sposób ciągły płynąć i stopić substancję bazaltowych równin, wycinać w nich kanały na tysiące kilometrów. Przecież takie kanały znane są np. na Księżycu, choć ich długość to zaledwie kilkadziesiąt kilometrów.

Dlatego jest prawdopodobne, że ciecz, która przecina bazaltowe równiny Wenus przez setki i tysiące kilometrów, może być przegrzaną lawą komatytów lub nawet bardziej egzotycznymi cieczami, takimi jak stopione węglany lub stopiona siarka. Do końca pochodzenie dolin Wenus jest nieznane...

Oprócz dolin, które są formami ujemnymi, na równinach Wenus powszechne są również formy pozytywne – grzbiety, znane również jako jeden ze składników specyficznej rzeźby tessera. Grzbiety często tworzą wydłużone (do 2000 km lub więcej) pasy o szerokości kilkuset kilometrów. Szerokość pojedynczego grzbietu jest znacznie mniejsza: rzadko do 10 km, a na równinach zmniejsza się do 1 km. Wysokości grzbietów wynoszą od 1,0-1,5 do 2 km, a półki je ograniczające do 1 km. Lekkie kręte grzbiety na tle ciemniejszego obrazu radiowego równin są najbardziej charakterystycznym wzorem powierzchni Wenus i zajmują ~70% jej powierzchni.

Grzbiety są bardzo podobne do takich detali powierzchni Wenus jak wzgórza, z tą różnicą, że ich rozmiary są mniejsze.

Wszystkie opisane powyżej formy (lub typy) powierzchni Wenus zawdzięczają swoje pochodzenie energii wewnętrznej planety. Rodzaje ukształtowania terenu, których pochodzenie jest spowodowane przyczyny zewnętrzne, na Wenus są tylko trzy: kratery, patery i kratery z ciemnymi parabolami.

W przeciwieństwie do wielu innych ciał Układu Słonecznego: planet ziemskich, asteroid, na Wenus znaleziono stosunkowo niewiele kraterów po meteorytach uderzeniowych, co wiąże się z aktywną aktywnością tektoniczną, która ustała 300-500 milionów lat temu. Aktywność wulkaniczna postępowała bardzo szybko, ponieważ w przeciwnym razie liczba kraterów na starszych i młodszych obszarach różniłaby się znacznie, a ich rozmieszczenie na tym obszarze nie byłoby przypadkowe.

Do tej pory na powierzchni Wenus odkryto łącznie 967 kraterów o średnicy od 2 do 275 km (w pobliżu krateru Mead). Kratery są warunkowo podzielone na duże (powyżej 30 km) i małe (poniżej 30 km), które stanowią 80% całkowitej liczby wszystkich kraterów.

Gęstość kraterów uderzeniowych na powierzchni Wenus jest bardzo niska: około 200 razy mniej niż na Księżycu i 100 razy mniej niż na Marsie, co odpowiada zaledwie 2 kraterom na 1 milion km 2 powierzchni Wenus.

Patrząc na obrazy powierzchni planety wykonane przez aparat Magellana, naukowcy byli w stanie dostrzec niektóre aspekty formowania się kraterów uderzeniowych w warunkach Wenus. Wokół kraterów odkryto promienie świetlne i pierścienie - skałę wyrzuconą podczas eksplozji. W wielu kraterach część wyrzutu jest płynną substancją, która tworzy, zwykle skierowane w jedną stronę od krateru, rozległe cieki o długości kilkudziesięciu kilometrów. Jak dotąd naukowcy nie ustalili jeszcze, jaki to rodzaj cieczy: przegrzany stop uderzeniowy czy zawiesina drobnoziarnistej materii stałej i kropelek stopu zawieszone w przypowierzchniowej atmosferze.

Kilka kraterów Wenus jest zalanych lawą z sąsiednich równin, ale zdecydowana większość z nich ma bardzo wyraźny wygląd, co wskazuje na słabą intensywność procesów erozji materiału na powierzchni Wenus.

Dno większości kraterów na Wenus jest ciemne, co wskazuje na gładką powierzchnię.

Innym powszechnym typem terenu są kratery z ciemnymi parabolami, a główny obszar zajmują ciemne (na zdjęciu radiowym) parabole, których łączna powierzchnia stanowi prawie 6% całej powierzchni Wenus. Kolor parabol wynika z faktu, że składają się one z pokrycia z drobnoziarnistego materiału o grubości do 1-2 m, powstałego w wyniku emisji z kraterów uderzeniowych. Możliwe również, że materiał ten został przetworzony w wyniku procesów eolicznych, które dominowały w wielu regionach Wenus, pozostawiając wiele kilometrów pasiastego reliefu eolicznego.

Patery przypominają kratery i kratery z ciemnymi parabolami - kratery o nieregularnym kształcie lub złożone kratery o ząbkowanych krawędziach.

Wszystkie te dane zostały zebrane, gdy planeta Wenus znajdowała się w zasięgu statków kosmicznych (sowieckich, serii Venera oraz amerykańskich, Mariner i Pioneer-Venus).

Tak więc w październiku 1975 r. pojazdy opadające Venera-9 i Venera-10 wykonały miękkie lądowanie na powierzchni planety i przesłały obrazy miejsca lądowania na Ziemię. Były to pierwsze na świecie zdjęcia przesłane z powierzchni innej planety. Obraz uzyskano w promieniach widzialnych za pomocą telefotometru - układu, który z zasady działania przypomina mechaniczny telewizor.

Oprócz sfotografowania powierzchni AMS Venera-8, Venera-9 i Venera-10 zmierzyli gęstość skał powierzchniowych i zawartość w nich naturalnych pierwiastków promieniotwórczych.

W miejscach lądowania Wenery-9 i Wenery-10 gęstość skał powierzchniowych była bliska 2,8 g/cm skał magmowych skorupy ziemskiej...

W 1978 roku uruchomiono amerykański aparat Pioneer-Venus, którego efektem była mapa topograficzna stworzona na podstawie badania radarowego.

Wreszcie, w 1983 roku, sondy Venera-15 i Venera-16 weszły na orbitę wokół Wenus. Za pomocą radaru zmapowali północną półkulę planety do 30° równoleżnika w skali 1:5 000 000 i po raz pierwszy odkryli tak wyjątkowe cechy powierzchni Wenus, jak tesery i korony.

Nawet więcej szczegółowe mapy całej powierzchni z detalami o wielkości do 120 m uzyskała w 1990 roku sonda Magellan. Komputery przekształciły informacje z radaru w obrazy przypominające fotografie przedstawiające wulkany, góry i inne szczegóły krajobrazu.

Ryc. 30 Mapa topograficzna Wenus skompilowana ze zdjęć międzyplanetarnej stacji Magellan. Źródło: NASA

Zgodnie z decyzją Międzynarodowej Unii Astronomicznej na mapie Wenus - tylko żeńskie imiona, ponieważ ona sama, jedyna planeta, nosi żeńskie imię. Od tej reguły są tylko 3 wyjątki: góry Maxwell, regiony Alfa i Beta.

Nazwy detali jego płaskorzeźby, zaczerpnięte z mitologii różnych ludów świata, nadawane są zgodnie z ustaloną procedurą. Lubię to:

Wzgórza noszą nazwy bogiń, tytanidów, olbrzymów. Na przykład region Ulfrun, nazwany na cześć jednej z dziewięciu olbrzymów w skandynawskich mitach.

Niziny - bohaterki mitów. Na cześć jednej z tych bohaterek starożytnej mitologii greckiej nazwano najgłębszą nizinę Atalanty, która leży na północnych szerokościach geograficznych Wenus.

Bruzdy i linie noszą nazwy kobiecych, wojowniczych postaci mitologicznych.

Korony na cześć bogiń płodności, rolnictwa. Chociaż najsłynniejszy z nich - korona Pawłowej o średnicy około 350 km, nosi imię rosyjskiej baletnicy.

Grzbiety noszą nazwy bogiń nieba, kobiecych postaci mitologicznych związanych z niebem, światłem. Tak więc wzdłuż jednej z równin rozciągały się grzbiety Czarownicy. Równinę Beregini z północnego zachodu na południowy wschód przecinają grzbiety Hery.

Ziemie i płaskowyże noszą imiona bogiń miłości i piękna. Tak więc jeden z kontynentów (ziem) Wenus nazywany jest krainą Isztar i jest regionem wysokogórskim z rozległym płaskowyżem Lakshmi pochodzenia wulkanicznego.

Kaniony na Wenus noszą nazwy mitologicznych postaci związanych z lasem, polowaniem lub Księżycem (podobnie jak rzymska Artemida).

Górzysty obszar północnej półkuli planety przecina długi kanion Baby Jagi. W regionach Beta i Phoebe wyróżnia się kanion Devana. A od regionu Temidy do krainy Afrodyty największy wenusjański kamieniołom Parnge rozciąga się na ponad 10 tys. Km.

Duże kratery noszą nazwy słynnych kobiet. Małe kratery to zwykłe żeńskie imiona. Tak więc na płaskowyżu Lakszmi na dużej wysokości można znaleźć małe kratery Berta, Ludmiła i Tamara, położone na południe od gór Freya i na wschód od dużego krateru Osipenko. W pobliżu korony Nefertiti znajduje się krater Potanin, nazwany na cześć rosyjskiego odkrywcy Azji Środkowej, a obok krater Voynich (angielski pisarz, autor powieści „The Gadfly”). A największy krater na planecie został nazwany na cześć amerykańskiej etnografki i antropologa Margaret Mead.

Patery są nazywane według tej samej zasady, co duże kratery, tj. pod nazwiskami znanych kobiet. Przykład: Ojciec Salfo.

Równiny noszą nazwy bohaterek różnych mitów. Na przykład równiny Snow Maiden i Baby Jagi. Wokół bieguna północnego rozciąga się równina Louhi - kochanka północy w mitach karelskich i fińskich.

Tessery noszą nazwy bogiń losu, szczęścia, powodzenia. Na przykład, największa z tesser Wenus nazywa się tesserami Tellurian.

Półki - na cześć bogiń paleniska: Westy, Ut itp.

Muszę powiedzieć, że planeta prowadzi pod względem liczby nazwanych części wśród wszystkich ciał planetarnych. Na Wenus i największą różnorodność nazw ich pochodzenia. Oto nazwiska z mitów 192 różnych narodowości i grup etnicznych ze wszystkich kontynentów świata. Co więcej, nazwy są przeplatane na całej planecie, bez tworzenia „regionów narodowych”.

Na zakończenie opisu powierzchni Wenus podajemy krótką strukturę współczesnej mapy planety.

Jeszcze w połowie lat 60. południk był traktowany jako południk zerowy (odpowiadający ziemskiej średniej Greenwich) na mapie Wenus, przechodzący przez środek jasnego (na zdjęciach radarowych) zaokrąglonego obszaru o średnicy 2 tys. , położony na południowej półkuli planety i nazywany regionem Alfa początkową literą alfabetu greckiego. Później, wraz ze wzrostem rozdzielczości tych zdjęć, pozycja południka zerowego została przesunięta o około 400 km, ponieważ przechodził przez małą jasną plamę w środku dużej struktury pierścieniowej o średnicy 330 km zwanej Ewą. Po stworzeniu pierwszych obszernych map Wenus w 1984 roku stwierdzono, że dokładnie na południku zerowym, na północnej półkuli planety, znajduje się mały krater o średnicy 28 km. Krater został nazwany Ariadną, od imienia bohaterki greckiego mitu i był znacznie wygodniejszy jako punkt odniesienia.

Południk zerowy wraz z południkiem 180° dzieli powierzchnię Wenus na 2 półkule: wschodnią i zachodnią.

Atmosfera Wenus. Warunki fizyczne na planecie Wenus

Nad martwą powierzchnią Wenus znajduje się wyjątkowa atmosfera, najgęstsza w Układzie Słonecznym, odkryta w 1761 roku przez M.V. Łomonosow, który obserwował przejście planety przez dysk słoneczny.

Ryc. 31 Wenus zakryta chmurami. Źródło: NASA

Atmosfera Wenus jest tak gęsta, że ​​absolutnie niemożliwe jest zobaczenie przez nią jakichkolwiek szczegółów na powierzchni planety. Dlatego przez długi czas wielu badaczy uważało, że warunki na Wenus były zbliżone do tych na Ziemi w okresie karbońskim, a co za tym idzie, żyje tam również podobna fauna. Jednak badania przeprowadzone przy pomocy pojazdów opadających ze stacji międzyplanetarnych wykazały, że klimat Wenus i klimat Ziemi to dwie duże różnice i nie ma między nimi nic wspólnego. Jeśli więc temperatura dolnej warstwy powietrza na Ziemi rzadko przekracza +57°C, to na Wenus temperatura przypowierzchniowej warstwy powietrza sięga 480°C, a jej dobowe wahania są niewielkie.

Znaczące różnice obserwuje się również w składzie atmosfer obu planet. Jeśli w atmosferze ziemskiej dominującym gazem jest azot, z wystarczającą zawartością tlenu, z niewielką zawartością dwutlenku węgla i innych gazów, to w atmosferze Wenus sytuacja jest dokładnie odwrotna. Dominujący udział w atmosferze to dwutlenek węgla (~97%) i azot (około 3%), z niewielkimi dodatkami pary wodnej (0,05%), tlenu (tysięczne części procenta), argonu, neonu, helu i kryptonu. W bardzo małych ilościach występują również zanieczyszczenia SO, SO 2, H 2 S, CO, HCl, HF, CH 4, NH 3.

Ciśnienie i gęstość atmosfer obu planet również znacznie się różnią. Na przykład ciśnienie atmosferyczne na Wenus wynosi około 93 atmosfer (93 razy większe niż na Ziemi), a gęstość atmosfery Wenus jest prawie dwa rzędy wielkości wyższa niż gęstość atmosfery ziemskiej i tylko 10 razy mniejsza niż gęstość. Z wody. Tak wysoka gęstość nie może nie wpływać na całkowitą masę atmosfery, która jest w przybliżeniu 93 masą atmosfery ziemskiej.

Jak obecnie wierzy wielu astronomów; wysoka temperatura powierzchni, wysokie ciśnienie atmosferyczne i wysoka względna zawartość dwutlenku węgla są najwyraźniej powiązanymi czynnikami. Wysoka temperatura sprzyja przemianie skał węglanowych w krzemiany, z uwolnieniem CO 2 . Na Ziemi CO 2 wiąże się i przechodzi do skał osadowych w wyniku działania biosfery, której na Wenus nie ma. Z drugiej strony wysoka zawartość CO 2 przyczynia się do nagrzewania powierzchni Wenus i dolnych warstw atmosfery, które ustalił amerykański naukowiec Carl Sagan.

W rzeczywistości gazowa powłoka planety Wenus to gigantyczna szklarnia. Jest w stanie przepuszczać ciepło słoneczne, ale go nie wypuszcza, jednocześnie pochłaniając promieniowanie samej planety. Absorberami są dwutlenek węgla i para wodna. Efekt cieplarniany występuje również w atmosferach innych planet. Ale jeśli w atmosferze Marsa podnosi średnią temperaturę na powierzchni o 9°, w ziemskiej - o 35°, to w atmosferze Wenus efekt ten sięga 400 stopni!

Niektórzy naukowcy uważają, że 4 miliardy lat temu atmosfera Wenus była bardziej podobna do atmosfery Ziemi z ciekłą wodą na powierzchni i to parowanie tej wody spowodowało niekontrolowany efekt cieplarniany, który obserwujemy do dziś…

Atmosfera Wenus składa się z kilku warstw, które znacznie różnią się gęstością, temperaturą i ciśnieniem: troposfera, mezosfera, termosfera i egzosfera.

Troposfera to najniższa i najgęstsza warstwa atmosfery Wenus. Zawiera 99% masy całej atmosfery Wenus, z czego 90% - do wysokości 28 km.

Temperatura i ciśnienie w troposferze spadają wraz z wysokością, osiągając na wysokościach zbliżonych do 50-54 km, wartości +20° +37°C i ciśnienie zaledwie 1 atmosfery. W takich warunkach woda może występować w postaci płynnej (w postaci maleńkich kropelek), co w połączeniu z optymalną temperaturą i ciśnieniem zbliżonym do tych przy powierzchni Ziemi stwarza dogodne warunki do życia.

Górna granica troposfery leży na wysokości 65 km. nad powierzchnią planety, oddzielając się od warstwy powyżej - mezosfery - tropopauzy. Dominują tu huraganowe wiatry o prędkości 150 m/s i więcej, przy 1 m/s przy powierzchni.

Wiatry w atmosferze Wenus powstają w wyniku konwekcji: gorące powietrze nad równikiem unosi się i rozprzestrzenia w kierunku biegunów. Ta globalna rotacja nazywana jest rotacją Hadleya.

rys.32 Wir polarny w pobliżu południowego bieguna Wenus. Źródło: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA/Univ. z Oksfordu

Na szerokościach geograficznych bliskich 60° rotacja Hadley zatrzymuje się: gorące powietrze opada i zaczyna cofać się w kierunku równika, co ułatwia wysokie stężenie tlenku węgla w tych miejscach. Jednak rotacja atmosfery nie zatrzymuje się nawet na północ od 60 szerokości geograficznej: tutaj tzw. „obroże polarne”. Charakteryzują się niskimi temperaturami, wysokim położeniem chmur (do 72 km).

Ich istnienie jest konsekwencją gwałtownego wzrostu powietrza, w wyniku którego obserwuje się chłodzenie adiabatyczne.

Wokół samych biegunów planety, otoczonych "kołnierzami polarnymi", działają gigantyczne wiry polarne, czterokrotnie większe niż ich ziemskie odpowiedniki. Każdy wir ma dwoje oczu - centra rotacji, zwane dipolami polarnymi. Wiry obracają się z okresem około 3 dni w kierunku ogólnej rotacji atmosfery, a prędkość wiatru waha się od 35-50 m/s przy ich zewnętrznych krawędziach do zera na biegunach.

Wiry polarne, jak sądzą dzisiejsi astronomowie, to antycyklony z opadającymi prądami powietrza w centrum i gwałtownie wznoszącymi się w pobliżu kołnierzy polarnych. Podobnie jak polarne wiry Wenus, struktury na Ziemi są zimowymi antycyklonami polarnymi, zwłaszcza tym, który tworzy się nad Antarktydą.

Mezosfera Wenus rozciąga się na wysokości od 65 do 120 km i można ją podzielić na 2 warstwy: pierwsza leży na wysokości 62-73 km, ma stałą temperaturę i stanowi górną granicę chmur; druga znajduje się na wysokości 73-95 km, temperatura tutaj spada z wysokością, osiągając minimum w górnej granicy -108°C. Powyżej 95 km nad powierzchnią Wenus zaczyna się mezopauza - granica między mezosferą a leżącą powyżej termosferą. W okresie mezopauzy temperatura wzrasta wraz z wysokością, osiągając +27° +127°C po dziennej stronie Wenus. Po nocnej stronie Wenus, w obrębie mezopauzy, następuje znaczne ochłodzenie i temperatura spada do -173°C. Region ten, najzimniejszy na Wenus, bywa nazywany nawet kriosferą.

Na wysokości powyżej 120 km znajduje się termosfera, która rozciąga się na wysokości 220-350 km, aż do granicy z egzosferą - regionem, w którym lekkie gazy opuszczają atmosferę i jest tam głównie tylko wodór. Egzosfera kończy się, a wraz z nią atmosfera, na wysokości ~5500 km, gdzie temperatura dochodzi do 600-800 K.

W mezo- i termosferze Wenus, a także w dolnej troposferze masa powietrza wiruje. To prawda, że ​​ruch masy powietrza nie następuje w kierunku od równika do biegunów, ale w kierunku od strony dziennej Wenus na stronę nocną. Po dziennej stronie planety następuje silny wzrost ciepłego powietrza, które rozprzestrzenia się na wysokościach 90-150 km, przenosząc się na nocną stronę planety, gdzie ogrzane powietrze gwałtownie spada w dół, powodując adiabatyczne ogrzewanie powietrza . Temperatura w tej warstwie wynosi tylko -43°C, czyli aż o 130° wyższa niż ogólnie po nocnej stronie mezosfery.

Dane o charakterystyce i składzie atmosfery Wenus uzyskał również AMS serii Venus o numerach seryjnych 4, 5 i 6. Venera 9 i 10 wyjaśnił zawartość pary wodnej w głębokich warstwach atmosfery, stwierdzając, że max woda para jest zawarta na wysokościach do 50 km, gdzie jest sto razy większa niż na powierzchni stałej, a udział pary zbliża się do jednego procenta.

Oprócz badania składu atmosfery, międzyplanetarne stacje Wenera-4, 7, 8, 9, 10 mierzyły ciśnienie, temperaturę i gęstość w dolnych warstwach atmosfery Wenus. W rezultacie stwierdzono, że temperatura na powierzchni Wenus wynosi około 750°K (480 °C), a ciśnienie jest bliskie 100 atm.

Pojazdy opadające Venera-9 i Venera-10 również otrzymały informacje dotyczące struktury warstwy chmur. Tak więc na wysokościach od 70 do 105 km występuje rozrzedzona mgła stratosferyczna. Poniżej, na wysokości od 50 do 65 km (rzadko do 90 km) znajduje się najgęstsza warstwa chmur, która pod względem właściwości optycznych bliższa jest rozrzedzonej mgle niż chmurom w ziemskim znaczeniu tego słowa . Zasięg widoczności sięga tu kilku kilometrów.

Pod główną warstwą chmur - na wysokościach od 50 do 35 km gęstość spada kilkukrotnie, a atmosfera tłumi promieniowanie słoneczne głównie za sprawą rozpraszania Rayleigha w CO 2 .

Mgła podchmurna pojawia się tylko w nocy, schodząc do poziomu 37 km - o północy i do 30 km - o świcie. Do południa ta mgła znika.

rys.33 Błyskawica w atmosferze Wenus. Źródło: ESA

Kolor chmur Wenus jest pomarańczowo-żółty, ze względu na znaczną zawartość CO 2 w atmosferze planety, której duże cząsteczki rozpraszają tę konkretną część światła słonecznego, oraz skład samych chmur, składający się z 75 -80 procent kwasu siarkowego (być może nawet fluorku siarkowego) z zanieczyszczeniami kwasu solnego i fluorowodorowego. Skład obłoków Wenus odkryli w 1972 roku niezależnie od siebie amerykańscy badacze Louise i Andrew Young, a także Godfrey Sill.

Badania wykazały, że kwas w chmurach Wenus powstaje chemicznie z dwutlenku siarki (SO 2 ), który może być źródłem skał powierzchniowych zawierających siarkę (pirytów) oraz erupcji wulkanicznych. Wulkany manifestują się też w inny sposób: ich erupcje generują potężne wyładowania elektryczne – prawdziwe burze w atmosferze Wenus, które były wielokrotnie rejestrowane przez instrumenty stacji z serii Wenus. Co więcej, burze na planecie Wenus są bardzo silne: piorun uderza o 2 rzędy wielkości częściej niż w ziemską atmosferę. Zjawisko to nazywane jest „Elektrycznym Smokiem Wenus”.

Chmury są bardzo jasne, odbijając 76% światła (jest to porównywalne ze współczynnikiem odbicia chmur cumulusowych w atmosferze i polarnych czap lodowych na powierzchni Ziemi). Innymi słowy, ponad trzy czwarte promieniowania słonecznego jest odbijane przez chmury i tylko mniej niż jedna czwarta przechodzi w dół.

Temperatura chmur - od +10° do -40°С.

Warstwa chmur szybko przemieszcza się ze wschodu na zachód, wykonując jeden obrót wokół planety w ciągu 4 ziemskich dni (zgodnie z obserwacjami Mariner-10).

Pole magnetyczne Wenus. Magnetosfera planety Wenus

Pole magnetyczne Wenus jest nieznaczne – jej moment dipolowy magnetyczny jest o co najmniej pięć rzędów wielkości mniejszy niż ziemskiego. Przyczynami tak słabego pola magnetycznego są: powolny obrót planety wokół własnej osi, niska lepkość jądra planetarnego, mogą być też inne powody. Niemniej jednak, w wyniku oddziaływania międzyplanetarnego pola magnetycznego z jonosferą Wenus, w tej ostatniej powstają pola magnetyczne o małym natężeniu (15-20 nT), chaotycznie zlokalizowane i niestabilne. Jest to tak zwana magnetosfera indukowana Wenus, która ma łuk uderzeniowy, magnetopowłokę, magnetopauzę i ogon magnetogonowy.

Fala uderzeniowa dziobowa leży na wysokości 1900 km nad powierzchnią planety Wenus. Odległość ta została zmierzona w 2007 roku podczas minimalnej aktywności słonecznej. Podczas maksymalnej aktywności słonecznej wysokość fali uderzeniowej wzrasta.

Magnetopauza znajduje się na wysokości 300 km, czyli nieco wyżej niż jonopauza. Pomiędzy nimi znajduje się bariera magnetyczna - gwałtowny wzrost pola magnetycznego (do 40 T), który zapobiega przenikaniu plazmy słonecznej w głąb atmosfery Wenus, przynajmniej podczas minimalnej aktywności słonecznej. W górnych warstwach atmosfery znaczne straty jonów O+, H+ i OH+ są związane z aktywnością wiatru słonecznego. Długość magnetopauzy wynosi do dziesięciu promieni planety. To samo pole magnetyczne Wenus, a raczej jej ogona, rozciąga się na kilkadziesiąt średnic Wenus.

Jonosfera planety, z którą związana jest obecność pola magnetycznego Wenus, powstaje pod wpływem znacznych wpływów pływowych ze względu na względną bliskość Słońca, dzięki czemu nad powierzchnią Wenus powstaje pole elektryczne, którego siła może być dwukrotnie większa od siły „pola jasnej pogody” obserwowanego nad powierzchnią Ziemi. Jonosfera Wenus znajduje się na wysokości 120-300 km i składa się z trzech warstw: między 120-130 km, między 140-160 km i między 200-250 km. Na wysokościach zbliżonych do 180 km może pojawić się dodatkowa warstwa. Maksymalną liczbę elektronów na jednostkę objętości 3×10 11 m -3 stwierdzono w II warstwie w pobliżu punktu słonecznikowego.

Wenus jest bliżej Ziemi niż jakakolwiek inna planeta. Ale gęsta, pochmurna atmosfera nie pozwala bezpośrednio zobaczyć jej powierzchni. Zdjęcia radarowe pokazują bardzo różnorodne kratery, wulkany i góry.
Temperatura na powierzchni jest wystarczająco wysoka, aby stopić ołów, a ta planeta mogła kiedyś mieć rozległe oceany.

Wenus jest drugą planetą od Słońca, która ma prawie kołową orbitę, którą omija w ciągu 225 ziemskich dni w odległości 108 milionów km od Słońca. Obrót wokół osi Wenus trwa 243 ziemskie dni - maksymalny czas wśród wszystkich planet. Wenus obraca się wokół własnej osi Odwrotna strona, czyli w kierunku przeciwnym do orbity. Ta powolna i odwrotna rotacja oznacza, że ​​Słońce widziane z Wenus wschodzi i zachodzi tylko dwa razy w roku, ponieważ dni Wenus są równe 117 naszym. Wenus zbliża się do Ziemi na odległość 45 milionów km - bliżej niż jakakolwiek inna planeta.

Wenus jest tylko nieznacznie mniejsza od Ziemi i ma prawie taką samą masę. Z tych powodów Wenus jest czasami nazywana bliźniaczką lub siostrą Ziemi. Jednak powierzchnia i atmosfera tych dwóch planet są zupełnie inne. Ziemia ma rzeki, jeziora, oceany i atmosferę, którą oddychamy. Wenus to niezwykle gorąca planeta z gęstą atmosferą, która byłaby śmiertelna dla ludzi.

Przed rozpoczęciem Era kosmosu Astronomowie niewiele wiedzieli o Wenus. Gęste chmury uniemożliwiały im zobaczenie powierzchni przez teleskopy. Statek kosmiczny zdołał przejść przez atmosferę Wenus, która składa się głównie z dwutlenku węgla z domieszkami azotu i tlenu. Bladożółte chmury w atmosferze zawierają kropelki kwasu siarkowego, które spadają na powierzchnię w postaci kwaśnego deszczu.

Znalezienie Wenus na niebie jest łatwiejsze niż na jakiejkolwiek innej planecie. Jej gęste chmury doskonale odbijają światło słoneczne, dzięki czemu planeta jest jasna. Ponieważ orbita Wenus jest bliżej Słońca niż Ziemi, Wenus nigdy nie oddala się daleko od Słońca na naszym niebie. Co siedem miesięcy przez kilka tygodni Wenus jest wieczorem najjaśniejszym obiektem na zachodnim niebie. Nazywa się to „Gwiazdą Wieczorną”. W tych okresach jasność Wenus jest 20 razy większa niż jasność Syriusza, najjaśniejszej gwiazdy na północnym niebie. Trzy i pół miesiąca później Wenus wschodzi na trzy godziny przed Słońcem, stając się jasną „gwiazdą poranną” wschodniego nieba.

Wenus można obserwować około godzinę po zachodzie słońca lub godzinę przed wschodem słońca. Kąt pomiędzy Wenus a Słońcem nigdy nie przekracza 47°. Przez dwa lub trzy tygodnie w pobliżu tych punktów Wenus nie można przegapić, chyba że niebo jest czyste. Jeśli po raz pierwszy zobaczysz Wenus na niebie przed świtem w okresie największego wydłużenia zachodniego, będziesz w stanie ją odróżnić później, nawet po wschodzie słońca, jest tak jasna. Jeśli używasz lornetki lub teleskopu, podejmij niezbędne środki ostrożności, aby Słońce przypadkowo nie znalazło się w twoim polu widzenia.

Łatwo zauważyć, że Wenus, podobnie jak Lupe, ma fazy. W swoich punktach największego wydłużenia planeta wygląda jak maleńki księżyc w fazie półdyskowej. W miarę zbliżania się Wenus do Ziemi, jej pozorny rozmiar zwiększa się nieznacznie każdego dnia, a jej kształt stopniowo zmienia się w wąski sierp. Ale z powodu gęstych chmur nie widać żadnych cech powierzchni planety.

Tranzyt Wenus przez dysk Słońca

Bardzo rzadko Wenus przechodzi dokładnie między Ziemią a Słońcem. Przejścia te były używane w XVIII wieku. aby określić wielkość układu słonecznego. Zwracając uwagę na różnicę czasu między początkiem a końcem przejścia obserwowanego z różnych punktów na Ziemi, astronomowie oszacowali odległość między Ziemią a Wenus. Trzecia podróż kapitana Cooka w poszukiwaniu odkrycia (1776-1779) obejmowała obserwowanie przejścia. Wenus przekroczy następnie dysk słoneczny w 2004 roku.

Fazy ​​Wenus

Galileusz jako pierwszy zaobserwował fazy Wenus w 1610 roku. Na podstawie podobieństwa z fazami Księżyca wywnioskował, że orbita Wenus jest bliżej Słońca niż orbita Ziemi. Jego obserwacje Wenus dowiodły, że Słońce znajduje się w centrum naszego Układu Słonecznego. Obserwując fazy Wenus raz na kilka dni przez około miesiąc, możesz obliczyć, czy ta planeta się do nas zbliża, czy od nas oddala.

gorący świat

Atmosfera Wenus jest niezwykle gorąca i sucha. Temperatura powierzchni osiąga maksimum przy około 480°C. Atmosfera Wenus zawiera 105 razy więcej gazu niż atmosfera Ziemi. Ciśnienie tej atmosfery przy powierzchni jest bardzo wysokie, 95 razy wyższe niż na Ziemi. Statki kosmiczne muszą być zaprojektowane tak, aby wytrzymać miażdżącą, miażdżącą siłę atmosfery. W 1970 roku pierwszy statek kosmiczny, który wylądował na Wenus, mógł wytrzymać upał tylko przez około godzinę, wystarczająco długo, aby przesłać dane o warunkach powierzchniowych na Ziemię. Rosyjskie samoloty, które wylądowały na Wenus w 1982 roku, również wysłały na Ziemię kolorowe zdjęcia ostrych skał.

Ze względu na efekt cieplarniany Wenus jest strasznie gorąca. Atmosfera, która jest gęstszą warstwą dwutlenku węgla, zatrzymuje ciepło pochodzące ze słońca. W rezultacie kumuluje się taka ilość energii cieplnej, że temperatura atmosfery jest znacznie wyższa niż w piecu.

Na Ziemi, gdzie ilość dwutlenku węgla i atmosfery jest niewielka, naturalny efekt cieplarniany podnosi globalną temperaturę o 30 "C. A na Wenus efekt cieplarniany podnosi temperaturę o kolejne 400". Badając fizyczne konsekwencje najsilniejszego efektu cieplarnianego na Wenus, możemy sobie wyobrazić skutki, że akumulacja nadmiaru ciepła na Ziemi, spowodowana rosnącą koncentracją dwutlenku węgla w atmosferze na skutek spalania paliw kopalnych – węgla i ropy naftowej, Może prowadzić do.

Wenus i Ziemia w czasach starożytnych

4,5 miliarda lat temu, kiedy Ziemia uformowała się po raz pierwszy, miała również bardzo gęstą atmosferę z dwutlenku węgla - podobnie jak Wenus. Gaz ten jednak rozpuszcza się w wodzie. Ziemia nie była tak gorąca jak Wenus, ponieważ jest dalej od Słońca; w rezultacie deszcze wymyły dwutlenek węgla z atmosfery i wysłały go do oceanów. Z muszli i kości zwierząt morskich powstały skały, takie jak kreda i wapień, które zawierały węgiel i tlen. Ponadto dwutlenek węgla został wydobyty z atmosfery naszej planety oraz podczas formowania się węgla i ropy. W atmosferze Wenus nie ma zbyt wiele paleniska. A ze względu na efekt cieplarniany temperatura atmosfery przekracza temperaturę wrzenia wody do wysokości około 50 km. Wenus mogła kiedyś mieć oceany, ale jeśli były, to już dawno się wygotowały.

Powierzchnia Wenus

Aby zbadać naturę powierzchni Wenus pod grubą warstwą chmur, astronomowie wykorzystują zarówno statki międzyplanetarne, jak i fale radiowe. Ponad 20 amerykańskich i rosyjskich statków kosmicznych leci już na Wenus, więcej niż jakakolwiek inna planeta. Pierwszy rosyjski statek został zmiażdżony przez atmosferę. Jednak pod koniec lat 70. i na początku lat 80. powstały pierwsze zdjęcia, na których widoczne są formacje twardych skał - ostre, pochyłe, kruszące się, drobne okruchy i pył. - którego skład chemiczny był podobny do skał wulkanicznych Ziemi.

W 1961 roku naukowcy wysłali fale radiowe na Wenus i otrzymali odbity sygnał na Ziemi, mierzący prędkość obrotu planety wokół własnej osi. W 1983 roku statki kosmiczne Veiera-15 i Venera-16 weszły na orbitę wokół Wenus.

Za pomocą radaru zbudowali mapę północnej półkuli planety do równoleżnika 30". Jeszcze bardziej szczegółowe mapy całej powierzchni ze szczegółami do 120 m uzyskała w 1990 roku sonda Magellan. Za pomocą komputerów , informacje radarowe zostały przekształcone w obrazy podobne do zdjęć, na których widoczne są wulkany, góry i inne szczegóły krajobrazu.

kratery uderzeniowe

Magellan przesłał na Ziemię piękne obrazy ogromnych kraterów Wenus. Powstały w wyniku uderzeń gigantycznych meteorytów, które przedarły się przez atmosferę Wenus na jej powierzchnię. Takie zderzenia uwolniły płynną lawę zawartą na planecie. Niektóre meteoryty eksplodowały w niższych warstwach atmosfery, tworząc fale uderzeniowe, które utworzyły ciemne, okrągłe kratery. Meteoryty przechodzące przez atmosferę lecą z prędkością około 60 000 km/h. Kiedy taki meteoryt uderza w powierzchnię, lita skała natychmiast zamienia się w gorącą parę, pozostawiając w ziemi krater. Czasami lawa po takim uderzeniu trafia w górę i wypływa z krateru.

Wulkany i lawa

Powierzchnia Vpori pokryta jest setkami tysięcy wulkanów. Jest kilka bardzo dużych: 3 km wysokości i 500 km szerokości. Ale większość wulkanów ma 2-3 km średnicy i około 100 m wysokości. Wylanie lawy na Wenus trwa znacznie dłużej niż na Ziemi. Wenus jest zbyt gorąca, aby mógł wystąpić lód, deszcz lub burze, więc nie ma znaczącego wietrzenia (wietrzenia). Oznacza to, że wulkany i kratery niewiele się zmieniły, odkąd powstały miliony lat temu. Na zdjęciach Wenus zrobionych z Magellana widzimy tak pradawny krajobraz, jakiego nie zobaczysz na Ziemi - a jednak jest młodszy niż na wielu innych planetach i lupach.

Najwyraźniej Wenus pokryta jest solidnymi skałami. Pod nimi krąży gorąca lawa, powodując napięcie w podmokłej warstwie powierzchniowej. Lawa nieustannie wybucha z dziur i szczelin w litej skale. Ponadto wulkany cały czas emitują strumienie małych kropelek kwasu siarkowego. W niektórych miejscach gęsta lawa, stopniowo sącząca się, gromadzi się w postaci ogromnych kałuż o szerokości do 25 km. W innych miejscach ogromne bąbelki łap tworzą na powierzchni kopuły, które następnie odpadają.

Na Ziemi geologom nie jest łatwo znaleźć historyka naszej planety, ponieważ podłoga jest stale erodowana przez wiatr i deszcz. Wenus jest bardzo interesująca dla naukowców, ponieważ jej powierzchnia jest podobna do starożytnych warstw skamielin. Szczegóły jej krajobrazu, odkryte przez Magellana, mają setki milionów lat.

Na tej suchej planecie, której świat jest najbliższy naszemu, wulkany i strumienie lawy są zachowane w niezmiennej piły.

Jak znaleźć „gwiazdę poranną”

Planeta obraca się bliżej Słońca niż Ziemia, więc wyjaśnij, jak znaleźć Wenus na niebie? To całkiem proste. Zawsze będzie wystarczająco blisko Słońca.

Wenus krąży wokół Słońca szybciej niż Ziemia, więc pojawi się na niebie na zachodzie wieczorem lub przed wschodem słońca na wschodzie.

Jak złapać poranną gwiazdę

Aby dokładnie określić położenie Wenus, można skorzystać z programów - planetariów, które pozwalają bardzo dokładnie poznać jej położenie. Podczas obserwacji należy pamiętać o kilku rzeczach. Najpierw musisz wziąć pod uwagę, że istnieje płaszczyzna ekliptyki.

Jeśli prześledzisz drogę gwiazdy po niebie, linia jej ruchu nazywa się ekliptyką.

Ekliptyka zmienia się nieznacznie w ciągu roku. W rzeczywistości podnosi się i opada. Najwyższy punkt występuje w dniu przesilenia letniego, a najniższy występuje sześć miesięcy później, w dniu przesilenia zimowego. Dlatego położenie obiektów obserwacji zawsze będzie się zmieniać w zależności od pory roku.

Pozorny ruch obiektów na niebie, spowodowany obrotem Ziemi, wynosi 15 stopni na godzinę.

Wenus nie jest widoczna w świetle słonecznym, dopóki nie znajdzie się w odległości 5 stopni od Słońca, więc nie można jej obserwować przez 20 minut po zachodzie lub przed wschodem słońca.

W swoim największym wydłużeniu wschodnim i zachodnim porusza się od 45 do 47 stopni od Słońca i porusza się 3 godziny 8 minut przed lub za nim.

Teraz wiesz, jak znaleźć planetę na niebie i potrzebujesz teleskopu, aby zobaczyć coś więcej niż tylko jasną gwiazdę na niebie. Ponadto filtr planetarny i teleskop z automatycznym śledzeniem są w porządku, abyś mógł skupić całą swoją uwagę na obserwacjach.

Powodzenia w poszukiwaniu porannej gwiazdy.

	· · · ·

Mówi się, że Napoleon był bardzo zirytowany i zły, gdy pewnego popołudnia, podczas jego podróży do Pałacu Luksemburskiego, publiczność nie patrzyła już na niego, ale na gwiazdę świecącą jasno na niebie w ciągu dnia. Ta cudowna „gwiazda” była planeta Wenus.

To się naprawdę dzieje. Wiadomo, że w 1750 roku, a także w Paryżu, Wenus była widoczna na dziennym niebie, co wprawiało mieszkańców miasta i okolic w zdumienie i strach. W 1799 roku generał Bonaparte, wracając z podboju Włoch, również ujrzał nad swoją głową cudowny niebiański diament. Być może wtedy wierzył w „swoją gwiazdę”.

„Popular Astronomy” Camille Flammarion mówi, że w starożytności Eneasz, wracając z Troi, widział w ciągu dnia Wenus świecącą w zenicie.

A oto, co inny francuski astronom, Francois Arago, napisał w książce „Astronomia publiczna”: „... W 1716 r. londyński tłum rozważał pojawienie się Wenus dzień na coś wspaniałego. To dało Halleyowi powód do obliczenia pozycji, w których planeta pojawia się w swojej największej objętości ... ”

Warunki widoczności Wenus

Ale tak naprawdę, jakie są warunki widoczności Wenus? Szczególnie w dzień? Najlepsza widoczność - wieczorem lub rano - gdy Wenus jest w środku. W przypadku Wenus maksymalna wartość wynosi 48° (w rzadkich przypadkach 52°). Jednak nie przy każdym wydłużeniu Wenus jest wystarczająco dobrze widoczna na niebie. Najlepsza widoczność wieczorem jest w lutym, marcu, kwietniu. Widoczność poranna przy wydłużeniu zachodnim jest najlepsza jesienią: w sierpniu, wrześniu, październiku. O tej porze roku zdarza się, że jest obserwowany w ciągu dnia.

„... Wtedy na niebie pojawi się znak, gwiazda jest jasna, stoi nad kościołem, świeci przez cały dzień ...” - czytamy na przykład w Kronice Pskowa. Była to Wenus 25 sierpnia 1331 roku. W tym dniu była w elongacji zachodniej, to znaczy była gwiazdą poranną, a jej jasność zbliżała się do maksimum możliwego.

Wenus jest najjaśniejsza około 36 dni przed i 36 dni po złej koniunkcji. Przy maksymalnej jasności, pozorna wielkość gwiazdowa Wenus sięga minus 4,6 mi więcej.

Zdarza się, że z jasnej Wenus obiekty na Ziemi rzucają cień.

Z dziewięciu planet Układu Słonecznego Wenus największe albedo(odbicie) - 0,77, co prawdopodobnie wynika z atmosfery planety zawierającej dwutlenek węgla. Ale Wenus otrzymuje również około dwa razy więcej światła słonecznego niż Ziemia. Dlatego nawet na Marsie Wenus jest najjaśniejszym światłem na niebie po Słońcu i księżycach marsjańskich.

Teraz kilka słów o fazach Wenus. Wiadomo, że osoby o wyjątkowo ostrym wzroku mogą zobaczyć fazy Wenus nawet gołym okiem. Jak na przykład matka słynnego matematyka Gaussa. Zaprosił matkę, by spojrzała na Wenus przez astronomiczną tubę, która, jak sądził, zachwyciła niespotykanym dotąd widokiem: Wenus w postaci sierpa. Sam jednak musiał być zdumiony.

Kobieta zapytała tylko, dlaczego właśnie jej okiem widzi sierp zwrócony w jedną stronę, a przez lunetę - w drugą...

Wiadomo, że księżyc jest najjaśniejszy podczas fazy pełni księżyca. Jednak maksymalna jasność Wenus przypada na okres, w którym oświetlone jest około 30 procent jej powierzchni. Jest to mniej więcej w połowie drogi między jej największym wydłużeniem a gorszą koniunkcją.

Cała sekwencja, cały cykl jej faz, Wenus przechodzi prawie dokładnie 5 razy w ciągu 8 lat.W języku astronomicznym brzmi to tak: 5 obrotów synodycznych Wenus odbywa się w ciągu 8 lat.

Rzeczywiście: przeciętny synodyczny Okres Wenus około 584 dni. Jeśli 5 x 584 = 2920 dni. I 8 okresów obrotu Ziemi wokół Słońca - 8 x 365,25 = 2922 dni. To różnica tylko 2 dni! Dlatego co 8 lat warunki widoczności Wenus są prawie takie same. Oznacza to, że co 8 lat Wenus pojawia się prawie dokładnie w tej samej fazie, prawie dokładnie w tym samym miejscu na niebie.

Średnica planety w różnych fazach nie jest taka sama: wąski sierp ma znacznie większą średnicę niż pełny dysk. Powodem jest to, że w różnych fazach planeta jest od nas usuwana na różne odległości (od 108 do 258 milionów kilometrów). W bezpośrednim sąsiedztwie Ziemi Wenus zwraca się do nas swoją nieoświetloną stroną, więc nigdy nie widzimy jej największej fazy. Pełny dysk jest widoczny tylko z największej odległości. Wenus jest dla nas najjaśniejsza, gdy jej średnica kątowa wynosi 40″, a szerokość kątowa sierpa 10″. Wtedy świeci 13 razy jaśniej niż Syriusz – najjaśniejsza gwiazda na ziemskim niebie.

Dlatego na starożytnych stelach, pieczęciach, amuletach Wenus malowano 8 promieniami. A liczba 8 była uważana za świętą przez wiele starożytnych ludów.

Babilończycy pod koniec III tysiąclecia p.n.e. mi. istniał kalendarz oparty na cyklu 8-letnim. „8 wielkich bóstw pradawnych czasów” znali Egipcjanie.

W Odysei Homera ósmy rok jest wielokrotnie wymieniany jako punkt zwrotny, przynoszący decydujące zmiany. W Grecji powszechnie uważano, że znaczące wydarzenia miały miejsce zwykle w ósmym roku. Orestes mści się za morderstwo swojego ojca, popełnione 8 lat temu.

Według jednej wersji mitu o Tezeuszu Ateńczycy co 8 lat wysyłali na Kretę straszliwy hołd potworowi Minotaurowi.

Trakowie nazwali święto na cześć boga światła i sztuki Apollina „osiem lat”. A w starożytnych Tebach święto ku czci Apolla obchodzono co 8 lat. Starożytni Aztekowie co 8 lat organizowali festiwal „wchłaniania wody i chleba”. Prawa Mojżesza zawierają wskazówkę: „I zasiejesz w ósmym roku…” Listę można by kontynuować. Ale nawet to wystarczy, aby zrozumieć znaczenie Wenus w życiu starożytnych ludów! Wenus była zdecydowanie pierwszą z „wędrujących gwiazd”, którą człowiek wyróżnił ze względu na jej rzucającą się w oczy jasność.

Jednak początkowo starożytni ludzie brali „gwiazdy poranne i wieczorne” za dwie różne. Poranna Wenus była nazywana Phosphoros przez starożytnych Greków, a Lucyfer przez Latynosów, oba słowa oznaczały „niosący światło”.

ALE wieczorna Wenus zwany - Vesper (Hesper), czyli „zachód”, „wieczór”.

Słowo Nieszpory we współczesnych czasach oznacza „modlitwę wieczorną” w wielu językach.