Ay boyunca gökyüzündeki gezegenlerin görünürlüğü ve konumu.

"En parlak" ay olan Haziran, astronomik gözlemleri pek desteklemez. Güneyde geceler sadece kısaysa, ılıman enlemlerde beyaz geceler dönemi başlar. Parlak gezegenler, Güneş ve Ay, gözlem için neredeyse tek mevcut nesneler olmaya devam ediyor.

Dört parlak gezegenin tamamı bu yıl Haziran ayında gökyüzünde görülebilir. Jüpiter ayın ilk yarısında batıda akşamları, güzel Venüs Haziran ayı boyunca - doğuda sabahları görünür. Akşamları güney ve güneybatıda Mars ve Satürn'ü gözlemleyebilirsiniz. Bu iki gezegen, Haziran ayında gözlemler için en uygun olanlardır.

Ancak incelememize Güneş'e en yakın gezegen olan Merkür ile başlayacağız.

Merkür

Merkür, 26 Haziran 2014'te Soçi'nin gündüz gökyüzünde Ay tarafından örtülmeden birkaç dakika önce.

Haziran ayının başında, Merkür'ün akşam görünürlüğü dönemi sona eriyor. Güneş'e en yakın gezegen, ayın ilk günlerinde kuzeybatıda gün batımından yaklaşık yarım saat sonra ve beyaz geceler bölgesinin dışında sadece güneyde gözlemlenebilir. Haziran ayının neredeyse tamamı, Merkür gökyüzünde gün yıldızımızın yanındadır ve bu nedenle gözlem için uygun değildir. 19 Haziran'da gezegen Güneş'le alt kavuşuma giriyor, yani Dünya ile Güneş arasından geçecek ve ardından sabah gökyüzüne geçecek.

26 Haziran'da, Güneş'ten sadece 10 ° gökyüzünde olan Merkür, Ay tarafından kaplanacak. Bu ilginç fenomen Atlantik, Amerika ve Avrupa'da, özellikle Kırım'da ve Kafkasya'nın Karadeniz kıyısında gözlemlenecektir. Okültasyon, Ay ve Güneş batı gökyüzündeyken saat 17.00 civarında başlayacak.

Merkür'ün parlaklığı, prensip olarak, iyi bir amatör teleskopta gezegeni mavi gökyüzü arka planına karşı görmenizi sağlayan yaklaşık 2,5 m olacaktır. Ancak, son derece dikkatli olun! Güneşin yakınında kaplama oluşacağını ve yıldız ışınlarının kazara göz merceğine çarparak görme duyunuza zarar verebileceğini unutmayın! Bu fenomeni sadece deneyimli amatörlere gözlemlemenizi tavsiye ederiz. Bizim açımızdan, eğer internette varsa, kapsamın ilginç fotoğraflarını yayınlamaya çalışacağız.

Venüs

Bu yaz Venüs'ü gördünüz mü? Haziran ayının başlarında, Sabah Yıldızı, ufkun doğu kısmında (daha doğrusu kuzeydoğu-doğuda) gün doğumundan yaklaşık bir saat önce yükselir.

Bununla birlikte, Venüs'ün görünürlük süresi oldukça keyfidir: Ukrayna'da, Kırım'da ve Kafkasya'da, gezegen şu anda neredeyse 1,5 saat boyunca karanlık bir gökyüzünde görünmektedir. Moskova enleminde, Venüs'ün görünürlük süresi bir saate kadar ulaşmıyor. Beyaz gecelerin ışığında daha da kuzeyde, daha da az. Aynı zamanda, gezegen şafağın arka planına karşı yükselir. Ama gezegenin büyük parlaklığı nedeniyle onu yine de St. Petersburg'da bulabilirsiniz (Haziran ayında -4m civarında kalır). Yükseliş anında aslında beyaz olan Venüs'ün kırmızı, turuncu ve koyu sarı olabileceğini ve yeni başlayanların kafasını karıştırabileceğini unutmayın. Bu durumda, Dünya atmosferinde yüzen toz nedeniyle ufka yakın uzay nesnelerinin tipik olarak kızarmasıyla karşı karşıyayız.

Ay boyunca Venüs ile gökyüzünde neler olacak? Haziran boyunca gezegenin doğrudan bir harekete sahip olduğunu söylemeliyim (yani, yıldızların arka planına karşı Güneş ile aynı yönde, batıdan doğuya doğru hareket eder), Koç takımyıldızı boyunca hareket eder. Venüs yavaş yavaş gökyüzündeki yıldızı yakalar, ancak Haziran ayında mesafe biraz azalır - 37'den 30 dereceye. Gezegenin yükselen noktasının konumu hafifçe kuzeye kaymıştır.

Güneş'ten 30 derece, şafak öncesi gökyüzünde böyle parlak bir gezegeni gözlemlemek için çok rahat bir mesafe. Bununla birlikte, ılıman enlemlerde ve kuzeyde, gözlemini biraz karmaşıklaştıran beyaz geceler araya girer. Ancak bu durumda bile, yukarıda söylediğimiz gibi, Venüs, teleskop veya dürbünle yapılan gözlemlerden bahsetmeden, çıplak gözle oldukça kolay görülebilir. Güneş doğmadan önce, gezegenin Moskova enleminde yaklaşık 10 °, Soçi enleminde - ufkun 15 ° üzerinde gökyüzüne yükselme zamanı vardır.

Belki de güneş doğduktan sonra, Venüs'ün bir teleskopla Haziran gözlemleri en ilginç ve üretken olacaktır. Zaten sabah, gezegen, atmosferik türbülansın göz merceğindeki resmi büyük ölçüde bozmadığı ve göz kamaştırıcı beyaz Venüs ile gökyüzünün mavi arka planı arasındaki düşük kontrast, genellikle çok daha fazla ayrıntıyı fark etmenize izin verecek kadar ufkun üzerinde yükselir. gezegenin bulut örtüsünde normalden daha fazla.

Haziran ayında, görünen boyutlar 14 ark saniyesinden 12 ark saniyesine düşer ve faz 0,77'den 0,86'ya yükselir. (Gezegen daha küçük bir yörüngeyi takip ederek Dünya'yı geçti ve şimdi ondan uzaklaşıyor ve birkaç ay içinde Güneş'in arkasına saklanacak.)

24 Haziran sabah gökyüzünde Venüs ve Ay. Ayın boyutları netlik için 4 kat artırılmıştır.

Gün içinde Venüs'ü çıplak gözle görmenin oldukça mümkün olduğunu söylemeliyim. Bunu yapmak için, kendinizi parlak Güneş'ten izole etmek ve yıldızın 30 ° sağındaki gökyüzünün bir bölümünü düşünmek yeterlidir. Günün ilk yarısında Venüs Güneş'in biraz üzerinde, ikinci yarısında ise sırasıyla aşağıda olacak. Son olarak, 24 Haziran'da, hem gün doğumundan önce hem de gündüz gökyüzünde Venüs'ü bulmak için mükemmel bir referans noktası, dar hilali gezegene 3.5 ° 'ye kadar yaklaşacak olan “yaşlanan” Ay olacaktır.

Mars

Nisan ayında Mars'ın muhalefetinin üzerinden 2 ay geçti. Kızıl Gezegenin parlaklığı ve görünen boyutu önemli ölçüde azaldı ve hızla azalmaya devam ediyor. Bununla birlikte, Haziran ayında Mars, en belirgin olanlardan biri olmaya devam ediyor. gök cisimleri akşam ve gece saatlerinde.

Bütün ay gezegen Başak takımyıldızında, yıldızların arka planına karşı Güneş ile aynı yönde hareket ediyor ve yavaş yavaş Başak takımyıldızının ana yıldızı olan Spica'ya yaklaşıyor. Mars akşam alacakaranlıkta güneybatıda ufkun 25 ° üzerinde (Moskova enleminde) görünür. Gezegen, karakteristik pembemsi rengi ve hatta parlaklığıyla yıldızlardan ayırt edilebilir (yıldızlar gözle görülür şekilde parlama eğilimindedir).

Haziran başında, Mars'ın görünürlüğü sonunda yaklaşık 4 saattir - sadece 2 saat. Gezegenin parlaklığı -0.5m'den 0.0m'ye düşüyor, görünür diskin çapı 11.9″ ile 9.5″ arasında. 120 mm veya daha yüksek lensli iyi bir amatör teleskopta, gezegenin diskinde birçok ilginç ayrıntı bulunabilir - kutup başlıkları, karanlık ve aydınlık alanlar, çeşitli sarı, kırmızı ve hatta mavi tonları olan alanlar. Ve modern dijital görüntülerde, Gizemli Gezegen bugün hala çok etkileyici görünüyor.

Mars gezegeni, 7 Mayıs 2014'te fotoğraflandı. Görüntü, kuzey kutup başlığını, Chryse bölgesinin karanlık bölgelerini ve parlak sirrus bulutlarını açıkça göstermektedir.

Jüpiter

8 Haziran akşamı Satürn, Ay, Mars ve Jüpiter. Jüpiter, Haziran ayının ilk yarısında akşamları kuzeybatıda akşam şafağının ışınlarında görülebilir.

Neredeyse bir yıldır gökyüzümüzde parlayan Jüpiter, Haziran ayında akşam görünürlük dönemini sonlandırıyor. Gezegen, Güneş ile aynı yönde hareket eder, ancak bizden gün ışığından daha uzak olduğu için, yıldızların arka planına karşı Güneş'ten daha yavaş hareket eder. Temmuz sonunda, Güneş Jüpiter'i yakalayacak ve gezegen, geçen yıl olduğu gibi, 18 Ağustos'ta Venüs'e dikkat çekici bir yaklaşımın olacağı akşam gökyüzüne hareket edecek.

Haziran ayının ilk yarısında Jüpiter, akşam alacakaranlığında kuzeybatıda (Mars'ın 90° sağında) yaklaşık 2 saat gözlemlenebilir; ayın sonunda, gezegen aslında güneş ışınlarının içine gizlenir.

Jüpiter şu anda yörüngesinin Dünya'dan en uzak noktasına yakın bir yerde bulunmasına rağmen, gezegen o kadar büyük ki, parlaklığı ve boyutu kış dönemine kıyasla önemli ölçüde azalmadı. Haziran ayında Jüpiter'in parlaklığı -1,9m civarında ve görünür diskin çapı yaklaşık 32″. Gezegen, küçük teleskoplarda bile mükemmel bir şekilde görülebilir; gözlemleri, ufkun üzerindeki alçak konum ve ılıman enlemlerde gökyüzünün parlak arka planı, Dünya'dan olan mesafeden çok daha fazla engellenecektir.

Satürn

11 Haziran 2014 gece yarısı Ay ve Satürn'ün yaklaşması. Haziran ayında Satürn, Mars ve parlak yıldız Arcturus'un gökyüzünde neredeyse ikizkenar üçgen oluşturduğunu lütfen unutmayın.

Satürn'ün gökyüzündeki konumu, bu gezegeni Haziran 2014'te gözlemlemek için en uygun hale getiriyor. Ay boyunca Terazi takımyıldızında bulunan halkalı dev, gözlem enlemine bağlı olarak güneyde alacakaranlıkta ufkun 15-20 derece üzerinde görünür. Rusya'nın güneyinde, Ukrayna, Kazakistan'da Satürn'ün görünürlüğü yaklaşık 6 saat olacak, ılıman enlemlerde gezegen kısa gece boyunca görülebilecek.

Parlaklık (0,4 m) açısından, Satürn en çok parlak yıldızlar Ancak bu, yeni başlayanların parlak Haziran gecesi gökyüzünde gezegeni güvenle tanımlaması için yeterli olmayabilir. Özellikle yeni başlayan astronomi sevenler için, akşamları Satürn'ün kırmızımsı ve daha parlak Mars'ın doğusunda 30 ° (uzatılmış bir elin yaklaşık 3-4 yumruğu) bulunabileceğini size bildireceğiz. Arama yaparken, Mars'ı, yine kırmızımsı olan ve Mars ile yaklaşık aynı parlaklığa sahip olan Arcturus yıldızı ile karıştırmamak önemlidir. Genel olarak, Mars, Arcturus ve Satürn, Haziran gökyüzünde tabanında iki gezegen olan bir ikizkenar üçgen oluşturur. Gezegeni bulmanın en kolay yolu 10-11 Haziran gecesi olacak. Şu anda, Satürn'ün yanında (gezegenin sadece 1,5 ° güneyinde), Ay, dolunaya yakın bir aşamada olacak.

Satürn'ün rengi sarıdır. Zaten küçük bir teleskopta, gezegenin diskinin kutuplara doğru düzleştiği ve gezegenin lüks halkalarının 20 ° 'de açıldığı görülebilir. Gezegenin görünür boyutları 18″ ve halkaları 40×15″. 100 mm veya daha fazla merceği olan bir teleskopta, gezegenin halkalarında Cassini Boşluğunu görmeyi deneyebilirsiniz. Daha küçük aletlerle bile Satürn'ün en büyük uydusu Titan 8,4 metrelik bir yıldız olarak görülebilir.

Uranüs ve Neptün

İncelememizdeki son gezegenler Uranüs ve Neptün'dür. Uzaktaki devler çıplak gözle gözlemlenemeyecek kadar soluktur (aysız bir gecede sadece karşıttaki Uranüs görünürlük sınırında görülebilir). Ve çoğu amatör teleskopta, en iyi ayrıntıya sahip olmayan küçük yeşilimsi mavi diskler gibi görünürler.

Şimdi hem Uranüs hem de Neptün, sırasıyla Balık ve Kova takımyıldızlarında sabah gökyüzünde. Uranüs'ün Haziran ayındaki görünürlüğü ay başında yaklaşık 1 saat iken sonunda 2 saate çıkıyor. Gezegenin parlaklığı 6.0m, görünen boyutu 3.4"; diski görmek için en az 80 mm lensli ve 80× veya daha yüksek büyütmeli bir teleskopa ihtiyacınız olacak. Beyaz geceler nedeniyle Moskova'nın kuzeyindeki gezegeni gözlemlemenin neredeyse imkansız olduğunu unutmayın.

Daha da büyük ölçüde, ikincisi, Uranüs'ten neredeyse bir saat önce yükselse bile sadece 8m parlaklığa sahip olan Neptün için de geçerlidir. Uranüs gibi, Neptün de gökyüzünde Güneş ile aynı yönde hareket eder. Sigma Aquarii yıldızının yakınında bulunabilir (büyüklük 4.8m). Gezegenin diskini görmek için daha ciddi bir araca ihtiyacınız var: 100-120 mm lensli ve 100 ×'in üzerinde büyütmeli bir teleskop.

Dünya'dan uzak olmaları nedeniyle bu gezegenlerin araştırılması ve gözlemlenmesinin, en iyi ihtimalle amatörler için yalnızca bilişsel değere sahip olduğunu tekrarlıyoruz.

Özetleyelim. Haziran ayında, 19'unda Güneş ile alt kavuşuma giren Merkür hariç, tüm gezegenler gökyüzünde görülebilir. Satürn ve Mars'ın gözlemlenmesi için en uygun koşullar gelişecek. Bu iki gezegen, sırasıyla güney ve güneybatıda alacakaranlıkta gökyüzünde görünür. Gezegenler, ufkun yaklaşık 20 ° üzerinde bulunur ve sırasıyla 6 ve 4 saat boyunca görülebilir. Ilıman enlemlerde, Satürn kısa gece boyunca gözlemlenebilir.

Venüs sabah doğuda gün doğumundan yaklaşık bir saat önce görülebilir. Gezegenin parlaklığı, onu hem gündüz hem de teleskopla ve çıplak gözle gözlemlemenizi sağlar. Jüpiter, akşamları kuzeybatıda, akşam şafağının ışınlarında hala görülebilir. Görünürlüğü hızla azalıyor ve ayın sonunda gezegen Güneş ışınlarında saklanacak.

Gezegen Venüs

Venüs gezegeni hakkında genel bilgiler. Dünya'nın kız kardeşi

Şekil 1 Venüs. MESSENGER cihazının 14 Ocak 2008 tarihli bir anlık görüntüsü. Kredi: NASA/Johns Hopkins Üniversitesi Uygulamalı Fizik Laboratuvarı/Washington Carnegie Enstitüsü

Venüs, Güneş'ten gelen ikinci gezegendir ve büyüklük, yerçekimi ve kompozisyon açısından Dünyamıza çok benzer. Aynı zamanda Güneş ve Ay'dan sonra gökyüzündeki en parlak nesne olup -4.4 kadir büyüklüğüne ulaşmaktadır.

Venüs gezegeni çok iyi araştırıldı, çünkü bir düzineden fazla uzay aracı onu ziyaret etti, ancak astronomların hala bazı soruları var. İşte bunlardan sadece birkaçı:

Sorulardan ilki Venüs'ün dönüşü ile ilgilidir: açısal hızı tam da aşağı kavşak sırasında Venüs Dünya'ya her zaman aynı tarafıyla bakacak şekildedir. Venüs'ün dönüşü ile Dünya'nın yörünge hareketi arasındaki bu tutarlılığın nedenleri henüz net değil...

İkinci soru, sürekli dev bir girdap olan Venüs'ün atmosferinin hareketinin kaynağıdır. Ayrıca, bu hareket çok güçlüdür ve şaşırtıcı bir sabitlik ile ayırt edilir. Ne tür kuvvetler bu boyutlarda bir atmosferik girdap yaratır - bilinmiyor mu?

Ve son, üçüncü soru - Venüs gezegeninde yaşam var mı? Gerçek şu ki, Venüs'ün bulutlu katmanında birkaç on kilometre yükseklikte, organizmaların yaşamı için oldukça uygun koşullar gözlenir: çok yüksek sıcaklık, uygun basınç vb.

Sadece yarım yüzyıl önce Venüs ile ilgili çok daha fazla soru olduğunu belirtmek gerekir. Gökbilimciler gezegenin yüzeyi hakkında hiçbir şey bilmiyorlardı, muhteşem atmosferinin bileşimini bilmiyorlardı, manyetosferinin özelliklerini bilmiyorlardı ve çok daha fazlası. Ancak gece gökyüzünde Venüs'ü bulabildiler, gezegenin Güneş etrafındaki hareketiyle ilgili evrelerini gözlemleyebildiler, vb. Bu tür gözlemlerin nasıl yapılacağı hakkında aşağıda okuyun.

Venüs gezegeninin Dünya'dan gözlemlenmesi

Şekil 2 Venüs gezegeninin Dünya'dan görünümü. Kredi bilgileri: Carol Lakomiak

Venüs, Güneş'e Dünya'dan daha yakın olduğu için, asla ondan çok uzak görünmez: Onunla Güneş arasındaki maksimum açı 47,8°'dir. Dünya'nın gökyüzündeki konumunun bu tür özelliklerinden dolayı, Venüs maksimum parlaklığına gün doğumundan kısa bir süre önce veya gün batımından bir süre sonra ulaşır. 585 gün içinde akşam ve sabah görünürlük periyotları değişir: dönemin başında Venüs sadece sabahları görünür, sonra - 263 gün sonra Güneş'e çok yaklaşır ve parlaklığı görmeye izin vermez 50 gün boyunca gezegen; sonra Venüs'ün 263 gün süren akşam görünürlüğü dönemi gelir, ta ki gezegen tekrar Dünya ile Güneş arasında kalarak 8 gün boyunca gözden kaybolana kadar. Bundan sonra, görünürlük değişimi aynı sırayla tekrarlanır.

Venüs gezegenini tanımak kolaydır, çünkü gece gökyüzünde Güneş ve Ay'dan sonra en parlak ışıktır ve maksimum -4.4 kadir değerine ulaşır. Gezegenin ayırt edici bir özelliği, beyaz rengidir.

şek.3 Venüs'ün evrelerinin değişimi. Kredi: web sitesi

Küçük bir teleskopla bile Venüs'ü gözlemlerken, diskinin aydınlatmasının zamanla nasıl değiştiğini görebilirsiniz, yani. 1610'da Galileo Galilei tarafından ilk kez gözlemlenen bir faz değişimi var. Gezegenimize en yakın mesafede, Venüs'ün sadece küçük bir kısmı kutsanmış durumda ve ince bir hilal şeklini alıyor. Bu zamanda Venüs'ün yörüngesi, Dünya'nın yörüngesine 3.4°'lik bir açıdadır, bu nedenle genellikle Güneş'in hemen üstünden veya altından on sekiz güneş çapına kadar bir mesafede geçer.

Ancak bazen Venüs gezegeninin Güneş ve Dünya arasında yaklaşık olarak aynı çizgide yer aldığı bir durum vardır ve daha sonra son derece nadir bir astronomik fenomen görebilirsiniz - Venüs'ün Güneş diski boyunca geçişi. gezegen, 1/30 güneş çapında küçük, karanlık bir "leke" şeklini alır.

şek.4 Venüs'ün Güneş diski boyunca geçişi. 6 Ağustos 2004'te NASA'nın TRACE uydusundan görüntü. Kredi: NASA

Bu fenomen 243 yılda yaklaşık 4 kez meydana gelir: ilk önce 8 yıllık sıklıkta 2 kış geçişi, daha sonra 121,5 yıllık bir aralık sürer ve bu kez yaz aylarında 2 kez daha aynı 8 yıllık sıklıkta geçiş görülür. Venüs'ün kış geçişleri ancak 105.8 yıl sonra gözlemlenebilir.

243 yıllık döngünün süresi nispeten sabit bir değerse, içindeki kış ve yaz geçişleri arasındaki periyodikliğin, gezegenlerin bağlantı noktalarına dönüş dönemlerindeki küçük farklılıklar nedeniyle değiştiği belirtilmelidir. yörüngeler.

Böylece, 1518'e kadar, Venüs'ün geçişlerinin iç dizisi “8-113.5-121.5” gibi görünüyordu ve 546'ya kadar, aralıkları 121,5 yıla eşit olan 8 geçit vardı. Mevcut sıra 2846'ya kadar devam edecek, ardından bir başkasıyla değiştirilecek: "105.5-129.5-8".

Venüs gezegeninin 6 saat süren son geçişi 8 Haziran 2004'te gözlendi, bir sonraki geçiş 6 Haziran 2012'de gerçekleşecek. Ardından, sonu Aralık 2117'ye kadar olmayacak bir ara olacak.

Venüs gezegeninin keşif tarihi

Şekil 5 Chichen Itza (Meksika) kentindeki gözlemevinin kalıntıları. Kaynak: wikipedia.org

Venüs gezegeni, Merkür, Mars, Jüpiter ve Satürn ile birlikte Neolitik (Yeni Taş Devri) insanları tarafından biliniyordu. Gezegen, eski Yunanlılar, Mısırlılar, Çinliler, Babil ve Orta Amerika sakinleri, Kuzey Avustralya kabileleri tarafından iyi biliniyordu. Ancak, Venüs'ü yalnızca sabahları veya akşamları gözlemlemenin özellikleri nedeniyle, eski astronomlar tamamen farklı gök cisimleri gördüklerine inanıyorlardı, bu yüzden sabah Venüs'ü bir adla, akşamı da birbirine isimlendirdiler. Böylece Yunanlılar akşam Venüs'e Vesper, sabah Venüs'e Fosfor adını verdiler. Eski Mısırlılar da gezegene iki isim verdiler: Tayoumutiri - sabah Venüs ve Owaiti - akşam. Maya Kızılderilileri Venüs Noh Ek - "Büyük Yıldız" veya Ksuks Ek - "Eşek Arısı Yıldızı" olarak adlandırdılar ve sinodik dönemini hesaplayabildiler.

Sabah ve akşam Venüs'ün aynı gezegen olduğunu ilk anlayanlar Yunan Pisagorculardı; Biraz sonra, bir başka antik Yunanlı Heraclid Pontus, Venüs ve Merkür'ün Dünya'nın değil Güneş'in etrafında döndüğünü öne sürdü. Aynı zamanda, Yunanlılar gezegene aşk ve güzellik tanrıçası Afrodit'in adını verdiler.

Ancak gezegen, Roma mitolojisinde Yunanca Afrodit ile aynı yeri işgal eden tüm Roma halkının koruyucu tanrıçasının onuruna adını veren Romalılardan modern insanlara tanıdık gelen "Venüs" adını aldı.

Gördüğünüz gibi, eski gökbilimciler yalnızca gezegeni gözlemlediler, aynı anda sinodik dönme dönemlerini hesapladılar ve yıldızlı gökyüzünün haritalarını derlediler. Venüs'ü gözlemleyerek Dünya'dan Güneş'e olan mesafeyi hesaplamaya da çalışıldı. Bunu yapmak için, gezegen doğrudan Güneş ve Dünya arasından geçerken, paralaks yöntemini kullanarak, gezegenimizin oldukça uzak iki noktasında geçişin başlangıç ​​ve bitiş zamanındaki küçük farklılıkları ölçmek gerekir. Noktalar arasındaki mesafe ayrıca üçgenleme yoluyla Güneş ve Venüs'e olan mesafeleri belirlemek için tabanın uzunluğu olarak kullanılır.

Tarihçiler, gökbilimcilerin Venüs gezegeninin Güneş diski boyunca geçişini ilk ne zaman gözlemlediklerini bilmiyorlar, ancak böyle bir geçişi ilk tahmin eden kişinin adını biliyorlar. 1631'in geçişini öngören Alman gökbilimci Johannes Kepler'di. Ancak, öngörülen yılda, Kepler tahmininin bazı yanlışlıkları nedeniyle, Avrupa'daki geçişi kimse gözlemlemedi ...

Şekil 6 Jerome Horrocks, Venüs gezegeninin Güneş diski boyunca geçişini gözlemliyor. Kaynak: wikipedia.org

Ama başka bir gökbilimci - Kepler'in hesaplarını geliştiren Jerome Horrocks, pasajların tam tekrarlanma dönemlerini buldu ve 4 Aralık 1639'da İngiltere'deki Much Hoole'daki evinden, Güneş diski boyunca Venüs.

Horrocks, basit bir teleskop kullanarak güneş diskini, güneş diskinin arka planına karşı olan her şeyi gözlemcinin gözleri için güvenli bir şekilde görebileceği bir tahtaya yansıttı. Ve sonra, saat 15:15'te, gün batımından sadece yarım saat önce, Horrocks sonunda tahmin edilen geçidi gördü. İngiliz astronom, yaptığı gözlemler sayesinde Dünya'dan Güneş'e olan mesafeyi tahmin etmeye çalıştı ki bu da 95,6 milyon km olarak ortaya çıktı.

1667'de Giovanni Domenico Cassini, Venüs'ün kendi ekseni etrafındaki dönüş süresini belirlemek için ilk girişimi yaptı. Aldığı değer gerçek değerden çok uzaktı ve 23 saat 21 dakika olarak gerçekleşti. Bunun nedeni, Venüs'ün günde sadece bir kez ve sadece birkaç saat gözlemlenmesi gerektiğiydi. Teleskobunu birkaç gün gezegene doğrultup sürekli aynı resmi gören Cassini, Venüs gezegeninin kendi ekseni etrafında tam bir dönüş yaptığı sonucuna vardı.

Horrocks ve Cassini gözlemlerinden sonra ve Kepler'in hesaplamalarını bilen dünyanın dört bir yanındaki gökbilimciler, Venüs'ün geçişini gözlemlemek için bir sonraki fırsatı sabırsızlıkla beklediler. Ve böyle bir fırsat onlara 1761'de kendini gösterdi. Gözlemleri yapan gökbilimciler arasında, gezegenin güneş diskine ne zaman girdiğini ve ondan ayrılırken Venüs'ün karanlık diskinin etrafında parlak bir halka keşfeden Rus bilim adamımız Mikhail Vasilievich Lomonosov da vardı. Lomonosov, daha sonra kendi adıyla anılacak olan gözlemlenen fenomeni (“Lomonosov fenomeni”) Venüs yakınlarında güneş ışınlarının kırıldığı bir atmosferin varlığıyla açıkladı.

İngiliz astronom William Herschel ve Alman astronom Johann Schroeter, 8 yıllık gözlemin ardından gözlemlerine devam ederek Venüs atmosferini ikinci kez "keşfedebildiler".

XIX yüzyılın 60'larında, gökbilimciler, Venüs'ün keşfedilen atmosferinin bileşimini bulmaya ve her şeyden önce spektral analiz kullanarak içindeki oksijen ve su buharının varlığını belirlemeye yönelik girişimlerde bulunmaya başladılar. Ancak ne oksijen ne de su buharı bulunamadı. Bir süre sonra, zaten yirminci yüzyılda, "yaşam gazlarını" bulma girişimleri yeniden başladı: Pulkovo'da (Rusya) A. A. Belopolsky ve Flagstaff'ta (ABD) Vesto Melvin Slifer tarafından gözlemler ve araştırmalar yapıldı.

Aynı 19. yüzyılda İtalyan astronom Giovanni Schiaparelli, Venüs'ün kendi ekseni etrafında dönme periyodunu yeniden belirlemeye çalıştı. Venüs'ün Güneş'e olan dolaşımının her zaman çok yavaş dönüşüyle ​​ilişkili olduğunu varsayarak, eksen etrafındaki dönüş süresini 225 güne eşit olarak belirledi, bu da gerçek olandan 18 gün daha azdı.

Şekil 7 Mount Wilson Gözlemevi. Kredi bilgileri: MWOA

1923'te California'daki (ABD) Mount Wilson'daki Mount Wilson Gözlemevinde Edison Pettit ve Seth Nicholson, daha sonra birçok bilim adamı tarafından yürütülen Venüs'ün üst bulutlarının sıcaklığını ölçmeye başladı. Dokuz yıl sonra, aynı gözlemevinde bulunan Amerikalı gökbilimciler W. Adams ve T. Denham, Venüs'ün tayfında karbon dioksite (CO 2 ) ait üç bant kaydettiler. Bantların yoğunluğu, Venüs atmosferindeki bu gazın miktarının, Dünya atmosferindeki içeriğinden çok daha fazla olduğu sonucuna yol açtı. Venüs atmosferinde başka gaz bulunamadı.

1955'te William Sinton ve John Strong (ABD), Venüs'ün bulutlu tabakasının sıcaklığını ölçtüler, bu da -40 ° C ve hatta gezegenin kutuplarının yakınında daha da düşüktü.

Amerikalılara ek olarak, Sovyet bilim adamları N.P. Barabashov, V.V. Sharonov ve V.I. Yezersky, Fransız astronom B. Lio. Sobolev tarafından geliştirilen gezegenlerin yoğun atmosferleri tarafından ışığın saçılması teorisinin yanı sıra araştırmaları, Venüs bulutlarının parçacık boyutlarının yaklaşık bir mikrometre olduğunu kanıtladı. Bilim adamları, yalnızca bu parçacıkların doğasını bulabilir ve sadece üst sınırını değil, bulutlu Venüs tabakasının tüm kalınlığını daha ayrıntılı olarak inceleyebilirdi. Ve bunun için, daha sonra SSCB ve ABD'nin bilim adamları ve mühendisleri tarafından yaratılan gezegene gezegenler arası istasyonlar göndermek gerekliydi.

Venüs gezegenine fırlatılan ilk uzay aracı Venera 1 idi. Bu olay 12 Şubat 1961'de gerçekleşti. Ancak bir süre sonra cihazla iletişim kesildi ve Venera-1, Güneş'in uydusunun yörüngesine girdi.

8 "Venüs-4". Kredi bilgileri: NSSDC

9 "Venüs-5". Kredi bilgileri: NSSDC

Bir sonraki girişim de başarısız oldu: Venera-2 aparatı 24 bin km mesafede uçtu. gezegenden. Sadece 1965'te Sovyetler Birliği tarafından fırlatılan Venera-3, özel olarak tasarlanmış bir iniş aracıyla kolaylaştırılan gezegene nispeten yaklaşabildi ve hatta yüzeyine inebildi. Ancak istasyonun kontrol sisteminin arızalanması nedeniyle Venüs hakkında hiçbir veri alınmadı.

2 yıl sonra - 12 Haziran 1967'de Venera-4, amacı Venüs atmosferinin fiziksel özelliklerini ve kimyasal bileşimini 2 direnç termometresi, bir barometrik kullanarak incelemek olan bir iniş aracıyla donatılmış gezegene doğru yola çıktı. sensör, iyonizasyon atmosferik yoğunluk ölçer ve 11 kartuş - gaz analizörleri. Cihaz, büyük miktarda karbondioksitin varlığını, gezegeni çevreleyen zayıf bir manyetik alanı ve radyasyon kuşaklarının olmadığını belirleyerek amacını gerçekleştirdi.

1969'da, sadece 5 gün arayla, seri numarası 5 ve 6 olan 2 gezegenlerarası istasyon aynı anda Venüs'e gitti.

Radyo vericileri, radyo altimetreleri ve diğer bilimsel ekipmanlarla donatılmış iniş araçları, iniş sırasında atmosferin basıncı, sıcaklığı, yoğunluğu ve kimyasal bileşimi hakkında bilgi aktardı. Venüs atmosferinin basıncının 27 atmosfere ulaştığı ortaya çıktı; Belirtilen değeri aşıp aşamayacağını bulmak mümkün değildi: iniş araçları sadece daha yüksek basınç için tasarlanmamıştı. Araçların alçalması sırasında Venüs atmosferinin sıcaklığı 25° ile 320°C arasında değişiyordu. Atmosferin bileşimi hakimdi karbon dioksit az miktarda nitrojen, oksijen ve su buharı karışımı ile.

10 "Denizci-2". Kredi bilgileri: NASA/JPL

uzay aracına ek olarak Sovyetler Birliği Venüs gezegeninin çalışması, ilki seri numarası 2 (No. 1, başlangıçta düştü) ile Aralık 1962'de gezegeni geçerek yüzeyinin sıcaklığını belirleyen Mariner serisinin Amerikan cihazları tarafından gerçekleştirildi. . Benzer şekilde, 1967'de gezegenin yanından uçan Venüs, başka bir Amerikan uzay aracı olan Mariner 5 tarafından keşfedildi. Programını yerine getiren beşinci Mariner, Venüs atmosferinde karbondioksitin baskın olduğunu doğruladı, bu atmosferin kalınlığındaki basıncın 100 atmosfere ve sıcaklığın - 400 ° C'ye ulaşabileceğini öğrendi.

Venüs gezegeninin 60'lı yıllarda çalışıldığına dikkat edilmelidir. topraktan geldi. Böylece, radar yöntemlerinin yardımıyla, Amerikalı ve Sovyet gökbilimciler, Venüs'ün dönüşünün tersine döndüğünü ve Venüs'ün dönüş süresinin ~ 243 gün olduğunu buldular.

15 Aralık 1970'te Venera-7 uzay aracı ilk kez gezegenin yüzeyine ulaştı ve üzerinde 23 dakika çalıştıktan sonra atmosferin bileşimi, çeşitli katmanlarının sıcaklığı ve basıncı hakkında veri iletti, ölçümlerin sonuçlarına göre 90 atmosfer olduğu ortaya çıktı.

Bir buçuk yıl sonra, Temmuz 1972'de, başka bir Sovyet aygıtı Venüs'ün yüzeyine indi.

İniş aracına monte edilen bilimsel ekipman yardımıyla, Venüs'ün yüzeyindeki aydınlatma, 350 ± 150 lükse (bulutlu bir günde Dünya'da olduğu gibi) eşit ve yüzey kayalarının yoğunluğu 1.4 g / eşit ölçüldü. cm3 . Venüs'ün bulutlarının 48 ila 70 km yükseklikte yer aldığı, katmanlı bir yapıya sahip olduğu ve %80 sülfürik asit damlacıklarından oluştuğu tespit edildi.

Şubat 1974'te Mariner 10, atmosferin dinamiklerini incelemek için bulut örtüsünü 8 gün boyunca fotoğraflayarak Venüs'ün yanından uçtu. Elde edilen görüntülere dayanarak Venüs bulut tabakasının 4 güne eşit dönüş periyodunu belirlemek mümkün oldu. Ayrıca bu dönüşün gezegenin kuzey kutbundan bakıldığında saat yönünde gerçekleştiği ortaya çıktı.

fig.11 Venera-10 iniş aracı. Kredi bilgileri: NSSDC

Birkaç ay sonra, Ekim 1974'te, 9 ve 10 seri numaralı Sovyet uzay aracı Venüs'ün yüzeyine indi ve 2200 km arayla iniş yaptıktan sonra, iniş yerlerindeki yüzeyin ilk panoramalarını Dünya'ya ilettiler. Bir saat boyunca, iniş araçları yüzeyden uzay aracına bilimsel bilgiler iletti ve bunlar Venüs'ün yapay uydularının yörüngelerine aktarıldı ve Dünya'ya iletildi.

Vener-9 ve 10 uçuşlarından sonra, Sovyetler Birliği'nin bu serinin tüm uzay aracını çiftler halinde başlattığına dikkat edilmelidir: önce gezegene bir cihaz, ardından minimum zaman aralığı ile başka bir cihaz gönderildi.

Böylece, Eylül 1978'de Venera-11 ve Venera-12 Venüs'e gitti. Aynı yılın 25 Aralık günü, iniş araçları gezegenin yüzeyine ulaşırken, bir dizi fotoğraf çekip bir kısmını Dünya'ya ilettiler. Kısmen, iniş araçlarından biri odanın koruyucu kapaklarını açmadığı için.

Araçların alçalması sırasında, Venüs'ün atmosferinde son derece güçlü ve sık elektrik boşalmaları kaydedildi. Böylece, cihazlardan biri saniyede 25 deşarj tespit etti, diğeri - yaklaşık bin ve gök gürültüsünden biri 15 dakika sürdü. Gökbilimcilere göre, uzay aracının iniş yerlerinde elektriksel deşarjlar aktif volkanik aktivite ile ilişkilendirildi.

Aynı zamanda, Venüs'ün çalışması, 20 Mayıs 1978'de başlatılan Amerikan dizisi Pioneer-Venus-1'in uzay aracı tarafından zaten gerçekleştirildi.

4 Aralık'ta gezegen etrafında 24 saatlik bir eliptik yörüngeye giren cihaz, bir buçuk yıl boyunca yüzeyin radar haritasını çıkardı, Venüs'ün manyetosfer, iyonosfer ve bulut yapısını inceledi.

şekil.12 "Pioneer-Venus-1". Kredi bilgileri: NSSDC

İlk "öncü" nün ardından ikincisi Venüs'e gitti. 8 Ağustos 1978'de oldu. 16 Kasım'da iniş yapan araçların ilki ve en büyüğü aparattan ayrıldı, 4 gün sonra diğer 3 iniş aracı ayrıldı. 9 Aralık'ta dört modülün tamamı gezegenin atmosferine girdi.

Pioneer-Venera-2 iniş araçlarının çalışmasının sonuçlarına göre, Venüs atmosferinin bileşimi belirlendi, bunun sonucunda argon-36 ve argon-38 konsantrasyonunun içeriğinin içinde olduğu ortaya çıktı. bu gazların dünya atmosferindeki konsantrasyonundan 50-500 kat daha fazladır. Atmosfer ağırlıklı olarak karbon dioksittir, az miktarda nitrojen ve diğer gazlar bulunur. Gezegenin bulutlarının altında, su buharı izleri ve beklenenden daha yüksek moleküler oksijen konsantrasyonu bulundu.

Bulut katmanının kendisi, ortaya çıktığı gibi, en az 3 iyi tanımlanmış katmandan oluşur.

65-70 km yükseklikte bulunan üst kısım, konsantre sülfürik asit damlaları içerir. Diğer 2 katman, bileşim olarak yaklaşık olarak aynıdır, tek fark, en alt katmanda daha büyük kükürt parçacıklarının baskın olmasıdır. 30 km'nin altındaki irtifalarda. Venüs'ün atmosferi nispeten şeffaftır.

İniş sırasında cihazlar, Venüs'te hüküm süren devasa sera etkisini doğrulayan sıcaklık ölçümleri gerçekleştirdi. Yani, yaklaşık 100 km yükseklikte sıcaklık -93°C ise, o zaman bulutların üst sınırında -40°C ve daha sonra artmaya devam ederek yüzeye yakın 470°C'ye ulaştı...

Ekim-Kasım 1981'de, 5 gün arayla, iniş araçları Mart ayında zaten 82'de olan Venera-13 ve Venera-14 yola çıktı ve iniş alanlarının panoramik görüntülerini ileterek gezegenin yüzeyine ulaştı. sarı-yeşil Venüs gökyüzünün görülebildiği Dünya'ya ve buldukları Venüs toprağının bileşimini inceleyerek: silika (toprağın toplam kütlesinin% 50'sine kadar), alüminyum şap (% 16), magnezyum oksitler (% 11), demir, kalsiyum ve diğer elementler. Ayrıca Venera-13 üzerine kurulu bir ses kayıt cihazı yardımıyla bilim insanları ilk kez başka bir gezegenin yani gök gürültüsünün seslerini duydular.

şek.13 Venüs gezegeninin yüzeyi. 1 Mart 1982 tarihli "Venüs-13" cihazının bir resmi. Kredi bilgileri: NSSDC

2 Haziran 1983'te AMS (otomatik gezegenler arası istasyon) Venera-15, aynı yılın 10 Ekim'inde gezegenin etrafında bir kutup yörüngesine giren Venüs gezegeni için yola çıktı. 14 Ekim'de Venera-16 yörüngeye fırlatıldı, 5 gün sonra fırlatıldı. Her iki istasyon da, panolarına kurulu radarları kullanarak Venüs arazisini incelemek için tasarlandı. Sekiz aydan fazla bir süredir birlikte çalışan istasyonlar, kuzey kutbundan ~30° kuzey enlemine kadar geniş bir alanda gezegenin yüzeyinin bir görüntüsünü elde etti. Bu verilerin işlenmesi sonucunda, 27 sayfada Venüs'ün kuzey yarımküresinin ayrıntılı bir haritası derlendi ve gezegenin yüzeyinin sadece %25'ini kaplayan ilk kabartma atlası yayınlandı. Ayrıca, Bilimler Akademisi ve NASA'nın himayesinde düzenlenen dünya dışı haritacılık konusundaki ilk uluslararası projenin bir parçası olarak, Sovyet ve Amerikan haritacıları, araçların anketlerinin materyallerine dayanarak, ortaklaşa üç genel bakış haritasından oluşan bir dizi oluşturdular. kuzey Venüs. Bu harita serisinin "Magellan Flight Planning Kit" adı altında sunumu 1989 yazında Washington'daki Uluslararası Jeoloji Kongresi'nde gerçekleşti.

şekil.14 AMS "Vega-2" iniş modülü. Kredi bilgileri: NSSDC

Venüs'ten sonra, gezegenin çalışmasına Vega serisinin Sovyet AMS'si tarafından devam edildi. Bu cihazlardan ikisi vardı: 1984 yılında Venüs'e 6 gün farkla fırlatılan Vega-1 ve Vega-2. Altı ay sonra, araçlar gezegene yaklaştı, daha sonra onlardan ayrılan iniş modülleri, atmosfere girdikten sonra iniş modüllerine ve balon sondalarına da ayrıldı.

2 balon sonda, paraşütlerinin kabuklarını helyumla doldurduktan sonra, gezegenin farklı yarım kürelerinde yaklaşık 54 km irtifada sürüklenerek iki gün boyunca veri ileterek bu süre zarfında yaklaşık 12 bin km'lik bir yol kat etti. Sondaların bu şekilde uçtuğu ortalama hız, Venüs atmosferinin güçlü küresel dönüşüyle ​​kolaylaştırılan 250 km/s idi.

Araştırma verileri, bulut katmanında güçlü yukarı ve aşağı akımlarla karakterize edilen çok aktif süreçlerin varlığını gösterdi.

Vega-2 sondası Afrodit bölgesinde 5 km yükseklikteki bir tepenin üzerinden uçtuğunda, bir hava cebine çarparak 1,5 km keskin bir düşüş yaşadı. Her iki sonda da yıldırım deşarjlarını kaydetti.

İniş yapanlar, alçalırken bulut tabakasını ve atmosferin kimyasal bileşimini incelediler, ardından Deniz Kızı Ovası'na yumuşak bir iniş yaptıktan sonra, X-ışını floresan spektrumlarını ölçerek toprağı analiz etmeye başladılar. Modüllerin indiği her iki noktada, nispeten düşük doğal radyoaktif element içeriğine sahip kayalar keşfettiler.

1990 yılında, yerçekimi manevraları yaparken, Galileo (Galileo) uzay aracı, NIMS kızılötesi spektrometresi ile bir anketin yapıldığı Venüs'ü geçti, bunun sonucunda 1.1, 1.18 ve 1 dalga boylarında, 02 µm sinyali, yüzeyin topografyası ile ilişkilidir, yani karşılık gelen frekanslar için gezegenin yüzeyinin görülebildiği "pencereler" vardır.

Şekil 15 Magellan gezegenler arası istasyonunun Atlantis uzay aracının kargo bölmesine yüklenmesi. Kredi bilgileri: JPL

Bir yıl önce, 4 Mayıs 1989'da, NASA'nın Macellan gezegenler arası istasyonu, Ekim 1994'e kadar çalışan Venüs gezegeni için yola çıktı ve aynı anda bir dizi deney gerçekleştirerek gezegenin neredeyse tüm yüzeyinin fotoğraflarını aldı.

Anket, Eylül 1992'ye kadar gerçekleştirildi ve gezegen yüzeyinin %98'ini kapladı. Ağustos 1990'da, 295 ila 8500 km irtifa ve 195 dakikalık bir yörünge periyodu ile Venüs'ün etrafında uzun bir kutup yörüngesine giren cihaz, gezegene her yaklaşmada 17 ila 28 km genişliğinde ve yaklaşık 70 bin km uzunluğunda dar bir şeridi haritaladı. Toplamda, bu tür 1800 şerit vardı.

Magellan, birçok alanı farklı açılardan defalarca fotoğrafladığı için, yüzeyin üç boyutlu bir modelini derlemeyi ve manzaradaki olası değişiklikleri keşfetmeyi mümkün kıldı. Stereo görüntü, Venüs yüzeyinin %22'si için elde edildi. Ek olarak, bir altimetre (altimetre) kullanılarak elde edilen Venüs yüzeyinin yüksekliklerinin bir haritası ve kayalarının elektriksel iletkenliğinin bir haritası derlendi.

500 m'ye kadar olan detayların kolayca ayırt edilebildiği görüntülerin sonuçlarına göre, Venüs gezegeninin yüzeyinin esas olarak tepelik ovalar tarafından işgal edildiği ve jeolojik standartlara göre nispeten genç - yaklaşık 800 milyon yıl olduğu bulundu. . Yüzeyde nispeten az sayıda göktaşı krateri vardır, ancak genellikle volkanik aktivite izleri bulunur.

Eylül 1992'den Mayıs 1993'e kadar Magellan, Venüs'ün yerçekimi alanını inceliyordu. Bu süre zarfında yüzey radarı yapmadı, ancak Dünya'ya sürekli bir radyo sinyali yayınladı. Sinyalin frekansını değiştirerek, gezegenin yerçekimi alanının tüm özelliklerini tanımlamayı mümkün kılan cihazın hızındaki (Doppler etkisi olarak adlandırılan) en ufak değişiklikleri belirlemek mümkün oldu.

Mayıs ayında, Magellan ilk deneyine başladı: Venüs'ün yerçekimi alanı hakkında önceden edindiği bilgileri iyileştirmek için atmosferik frenleme teknolojisinin pratik uygulaması. Bunu yapmak için, yörüngenin alt noktası hafifçe indirildi, böylece cihaz atmosferin üst katmanlarına dokundu ve yörünge parametrelerini yakıt tüketimi olmadan değiştirdi. Ağustos ayında, Macellan yörüngesi, 94 dakikalık bir devir süresi ile 180-540 km yükseklikler boyunca koştu. Tüm ölçümlerin sonuçlarına dayanarak, Venüs yüzeyinin %95'ini kapsayan bir "yerçekimi haritası" derlendi.

Son olarak, Eylül 1994'te, amacı üst atmosferi incelemek olan son deney gerçekleştirildi. Cihazın güneş panelleri bir yel değirmeninin kanatları gibi açıldı ve Magellan'ın yörüngesi indirildi. Bu, atmosferin en üst katmanlarındaki moleküllerin davranışları hakkında bilgi edinmeyi mümkün kıldı. 11 Ekim'de yörünge son kez indirildi ve 12 Ekim'de atmosferin yoğun katmanlarına girerken uzay aracıyla iletişim kesildi.

Operasyonu sırasında, Magellan, Venüs'ün etrafında birkaç bin yörünge yaptı ve yan tarama radarlarını kullanarak gezegenin üç kez fotoğrafını çekti.

Şekil 16 Macellan gezegenler arası istasyonunun görüntülerinden derlenen Venüs gezegeninin yüzeyinin silindirik haritası. Kredi bilgileri: NASA/JPL

Macellan'ın uçuşundan sonra, 11 yıl boyunca, Venüs'ün uzay aracıyla incelenmesi tarihinde bir mola hüküm sürdü. Sovyetler Birliği'nin gezegenler arası araştırma programı kısıtlandı, Amerikalılar başta gaz devleri olan Jüpiter ve Satürn olmak üzere diğer gezegenlere geçti. Ve sadece 9 Kasım 2005'te Avrupa Uzay Ajansı (ESA), Venüs'e, 2 yıl önce başlatılan Mars Express ile aynı platformda oluşturulan yeni nesil bir Venus Express uzay aracı gönderdi.

şek.17 Venüs Ekspresi. Kredi bilgileri: ESA

Fırlatmadan 5 ay sonra, 11 Nisan 2006'da cihaz Venüs gezegenine ulaştı ve kısa süre sonra oldukça uzun bir eliptik yörüngeye girdi ve yapay uydusu oldu. Gezegenin merkezinden yörüngenin en uzak noktasında (apocenter), Venüs Ekspresi, Venüs'ten 220 bin kilometre uzağa gitti ve en yakın noktasında (pericenter) sadece 250 kilometre yükseklikte geçti. gezegenin yüzeyi.

Bir süre sonra, ince yörünge düzeltmeleri nedeniyle, Venus Express'in periapsisi daha da alçaldı, bu da cihazın atmosferin en üst katmanlarına girmesine ve aerodinamik sürtünme nedeniyle tekrar tekrar, hafif ama kesin olarak yavaşlamasına izin verdi. apoapsisin yüksekliğinden aşağı. Sonuç olarak, dairesel hale gelen yörüngenin parametreleri aşağıdaki parametreleri elde etti: apocenter'ın yüksekliği - 66.000 kilometre, pericenter'ın yüksekliği - 250 kilometre, cihazın yörüngedeki yörünge süresi - 24 saat.

Venüs Ekspresi'nin kutuplara yakın çalışma yörüngesinin parametreleri tesadüfen seçilmedi: bu nedenle 24 saatlik yörünge süresi Dünya ile düzenli iletişim için uygundur: gezegene yaklaştıktan sonra, cihaz bilimsel bilgi toplar ve uzaklaşır. 8 saatlik bir iletişim oturumu yürütür ve 250 MB'a kadar bilgi aktarır. Yörüngenin bir diğer önemli özelliği, cihazın gezegenin kutup bölgelerini ayrıntılı olarak keşfetme yeteneğine sahip olması nedeniyle Venüs'ün ekvatoruna dik olmasıdır.

Kutupsal bir yörüngeye girerken, cihaza talihsiz bir sıkıntı oldu: atmosferin kimyasal bileşimini incelemek için tasarlanan PFS spektrometresi başarısız oldu veya daha doğrusu kapatıldı. Görünüşe göre, ayna sıkışmıştı, bu da cihazın "görünümünü" referans kaynağından (sondada) gezegene çevirmesi gerekiyordu. Arızayı önlemek için bir dizi denemeden sonra, mühendisler aynayı 30 derece döndürmeyi başardılar, ancak bu, cihazın çalışması için yeterli değildi ve sonunda kapatılması gerekiyordu.

12 Nisan'da cihaz ilk kez Venüs'ün daha önce fotoğraflanmamış olan güney kutbunun fotoğrafını çekti. Yüzeyden 206.452 kilometre yükseklikten VIRTIS spektrometresi ile çekilen bu ilk fotoğraflar, gezegenin kuzey kutbunun üzerinde benzer bir oluşuma benzer karanlık bir huni ortaya çıkardı.

şek.18 Venüs'ün yüzeyindeki bulutlar. Kredi bilgileri: ESA

24 Nisan'da VMC kamera, Venüs'ün ultraviyole aralığındaki bulut örtüsünün bir dizi görüntüsünü aldı ve bu, gezegenin atmosferinde bu radyasyonun önemli bir - %50 - absorpsiyonuyla ilişkilendirildi. Koordinat ızgarasına bağlandıktan sonra, önemli bir bulut alanını kapsayan bir mozaik görüntü elde edildi. Bu görüntünün analizi, kuvvetli rüzgarlardan kaynaklanan düşük kontrastlı şerit yapılarını ortaya çıkardı.

Varıştan bir ay sonra - 6 Mayıs'ta Moskova saatiyle 23:49'da (19:49 UTC), Venus Express 18 saatlik bir yörünge periyoduyla kalıcı çalışma yörüngesine taşındı.

29 Mayıs'ta istasyon, güney kutup bölgesinin kızılötesi bir araştırmasını gerçekleştirdi ve çok beklenmedik bir şekle sahip bir girdap ortaya çıkardı: birbirine karmaşık bir şekilde bağlı iki "sakin bölge". Görüntüyü daha detaylı inceledikten sonra bilim adamları, önlerinde farklı yüksekliklerde uzanan 2 farklı yapının olduğu sonucuna vardılar. Bu atmosferik oluşumun ne kadar kararlı olduğu henüz belli değil.

29 Temmuz VIRTIS, Venüs'ün atmosferinin 3 fotoğrafını çekti ve bunu gösteren bir mozaik yapıldı. karmaşık yapı. Görüntüler yaklaşık 30 dakikalık bir aralıkla çekildi ve sınırlarda zaten gözle görülür bir şekilde çakışmadı, bu da Venüs atmosferinin 100 m/s'nin üzerinde hızlarda esen kasırga kuvvetli rüzgarlarla ilişkili yüksek dinamizmine işaret ediyor.

Venüs Ekspresi'ne kurulan bir başka spektrometre olan SPICAV, Venüs'ün atmosferindeki bulutların yoğun sis şeklinde 90 kilometreye ve 105 kilometreye kadar yükselebileceğini, ancak zaten daha şeffaf bir pus şeklinde olduğunu buldu. Daha önce, diğer uzay araçları, yüzeyden yalnızca 65 kilometre yüksekliğe kadar bulutları kaydetti.

Ek olarak, SPICAV spektrometresinin bir parçası olarak SOIR bloğunu kullanan bilim adamları, ağır hidrojen izotopu - döteryum atomlarını içeren Venüs atmosferinde "ağır" su keşfettiler. Gezegenin atmosferindeki sıradan su, tüm yüzeyini 3 santimetrelik bir tabaka ile kaplamak için yeterlidir.

Bu arada, “ağır suyun” sıradan suya yüzdesini bilerek, geçmişte ve günümüzde Venüs'ün su dengesinin dinamiklerini değerlendirebiliriz. Bu verilere dayanarak, geçmişte gezegende birkaç yüz metre derinliğinde bir okyanusun var olabileceği öne sürüldü.

Venera Express'e kurulan bir diğer önemli bilimsel cihaz olan ASPERA plazma analizörü, Venüs'ün atmosferinden yüksek oranda madde kaçışını kaydetti ve ayrıca diğer parçacıkların, özellikle de güneş kaynaklı helyum iyonlarının yörüngelerini izledi.

Aygıtın doğrudan gezegendeki tahmini görev süresi 486 Dünya günü olmasına rağmen, "Venüs Ekspresi" şimdiye kadar çalışmaya devam ediyor. Ancak, istasyonun kaynakları izin verirse, görünüşe göre aynı süre için görev uzatılabilir.

Şu anda, Rusya zaten temelde yeni bir uzay aracı geliştiriyor - Venüs'ün atmosferi ve yüzeyinin ayrıntılı bir çalışması için tasarlanmış Venera-D gezegenler arası istasyon. Beklendiği gibi, istasyon gezegenin yüzeyinde 30 gün, muhtemelen daha fazla çalışabilecek.

Okyanusun diğer tarafında - Amerika Birleşik Devletleri'nde, NASA'nın emriyle, Global Aerospace Corporation da yakın zamanda Venüs'ü sözde bir balon kullanarak keşfetmek için bir proje geliştirmeye başladı. "Kontrollü Hava Robotu Gezgini" veya DARE.

10 m çapındaki DARE balonunun 55 km yükseklikte gezegenin bulut tabakasında uçacağı tahmin ediliyor. DARE'nin irtifa ve uçuş yönü, küçük bir uçağa benzeyen bir stratoplane tarafından kontrol edilecek.

Televizyon kameralı bir gondol ve birkaç düzine küçük sonda, balonun altındaki bir kabloya yerleştirilecek ve bu, gezegenin yüzeyindeki çeşitli jeolojik yapıların kimyasal bileşimini gözlemlemek ve incelemek için ilgi alanlarında yüzeye düşürülecek. Bu alanlar, alanın ayrıntılı bir araştırması temelinde seçilecektir.

Balon görevinin süresi altı aydan bir yıla kadardır.

Venüs'ün yörünge hareketi ve dönüşü

fig.19 Karasal gezegenlerden Güneş'e olan uzaklık. Kredi: Ay ve Gezegen Enstitüsü

Güneş'in etrafında, Venüs gezegeni, ekliptik düzlemine 3 ° 23 "39" açıyla eğimli dairesel yörüngeye yakın bir yörüngede hareket eder. Venüs yörüngesinin eksantrikliği güneş sistemindeki en küçüktür ve sadece 0,0068. Bu nedenle, gezegenden Güneş'e olan mesafe her zaman yaklaşık olarak aynı kalır, 108.21 milyon km'dir. Ancak Venüs ile Dünya arasındaki mesafe değişir ve geniş bir aralıkta: 38 ila 258 milyon km.

Merkür ve Dünya'nın yörüngeleri arasında yer alan yörüngesinde, Venüs gezegeni ortalama 34.99 km / s hızla ve 224.7 Dünya günü yıldız periyodunda hareket eder.

Venüs, kendi ekseni etrafında yörüngeden çok daha yavaş döner: Dünya'nın 243 kez dönme zamanı vardır ve Venüs - sadece 1. Yani. kendi ekseni etrafındaki dönüş süresi 243.0183 Dünya günüdür.

Üstelik bu dönüş, Uranüs hariç diğer tüm gezegenlerde olduğu gibi batıdan doğuya değil, doğudan batıya gerçekleşir.

Venüs gezegeninin ters dönüşü, üzerindeki günün 58 Dünya günü sürmesine, gecenin aynı sürmesine ve Venüs gününün süresinin 116.8 Dünya günü olmasına neden olur, böylece Venüs yılı boyunca sadece 2 görebilirsiniz. gün doğumu ve 2 gün batımı ve gün doğumu batıda, batma doğuda gerçekleşecek.

Dönme hızı sağlam vücut Venüs, yüzeyini gözlemciden gizleyen sürekli bulut örtüsü nedeniyle yalnızca radar tarafından güvenilir bir şekilde belirlenebilir. Venüs'ten ilk radar yansıması 1957'de elde edildi ve ilk olarak astronomik birimi iyileştirmek için mesafeyi ölçmek için Venüs'e radyo darbeleri gönderildi.

1980'lerde ABD ve SSCB, yansıyan darbenin frekansta yayılmasını (“yansıyan darbenin spektrumu”) ve zaman gecikmesini incelemeye başladı. Frekanstaki bulanıklık, gezegenin dönüşü (Doppler etkisi), zamandaki gecikme - diskin merkezine ve kenarlarına farklı mesafelerle açıklanır. Bu çalışmalar esas olarak desimetre radyo dalgaları üzerinde gerçekleştirilmiştir.

Venüs'ün dönüşünün tersine dönmesinin yanı sıra çok ilginç bir özelliği daha var. Açısal hız bu dönüşün oranı (2.99 10 -7 rad/sn) tam da alt kavuşum sırasında Venüs'ün Dünya'ya her zaman aynı tarafıyla bakacak şekildedir. Venüs'ün dönüşü ile Dünya'nın yörünge hareketi arasındaki bu tutarlılığın nedenleri henüz net değil...

Ve son olarak, diyelim ki Venüs'ün ekvator düzleminin yörünge düzlemine eğimi 3 °'yi geçmez, bu nedenle gezegendeki mevsimsel değişiklikler önemsizdir ve hiç mevsim yoktur.

Venüs gezegeninin iç yapısı

Venüs'ün ortalama yoğunluğu güneş sistemindeki en yüksek yoğunluklardan biridir: Dünya'nın yoğunluğundan sadece 0,27 g daha az olan 5,24 g/cm3. Her iki gezegenin kütleleri ve hacimleri de birbirine çok benzer. o fark Dünya için bu parametreler biraz daha büyük: kütle 1,2 kat, hacim 1,15 kat.

fig.20 Venüs gezegeninin iç yapısı. Kredi bilgileri: NASA

Her iki gezegenin de dikkate alınan parametrelerine dayanarak, iç yapılarının benzer olduğu sonucuna varabiliriz. Ve gerçekten: Venüs, Dünya gibi 3 katmandan oluşur: kabuk, manto ve çekirdek.

En üstteki katman, yaklaşık 16 km kalınlığındaki Venüs kabuğudur. Kabuk, düşük yoğunluklu - yaklaşık 2,7 g / cm3 olan ve gezegenin yüzeyinde lav dökülmesinin bir sonucu olarak oluşan bazaltlardan oluşur. Bu muhtemelen Venüs kabuğunun nispeten küçük bir jeolojik yaşa sahip olmasının nedenidir - yaklaşık 500 milyon yıl. Bazı bilim adamlarına göre, Venüs'ün yüzeyindeki lav akıntılarının dışarı taşması süreci belirli bir periyotla gerçekleşir: ilk olarak, mantodaki madde, radyoaktif elementlerin bozunması nedeniyle ısınır: konvektif akışlar veya tüyler, gezegenin yapısını bozar. benzersiz yüzey detayları oluşturan kabuk - tesserae. Belirli bir sıcaklığa ulaşan lav akıntıları yüzeye çıkar ve neredeyse tüm gezegeni bir bazalt tabakasıyla kaplar. Bazalt püskürmeleri tekrar tekrar meydana geldi ve volkanik aktivitedeki durgunluk dönemlerinde, soğuma nedeniyle lav ovaları gerildi ve ardından Venüs çatlakları ve sırtlarından oluşan kemerler oluştu. Yaklaşık 500 milyon yıl önce, Venüs'ün üst mantosundaki süreçler, belki de iç ısının tükenmesi nedeniyle yatışmış görünüyordu.

Gezegen kabuğunun altında ikinci katman bulunur - demir çekirdek sınırına yaklaşık 3300 km derinliğe kadar uzanan manto. Görünüşe göre, Venüs'ün mantosu iki katmandan oluşuyor: katı bir alt manto ve kısmen erimiş bir üst tabaka.

Kütlesi gezegenin tüm kütlesinin yaklaşık dörtte biri olan ve yoğunluğu - 14 g / cm3 - olan Venüs'ün çekirdeği katı veya kısmen erimiş. Bu varsayım, gezegenin basitçe var olmayan manyetik alanı üzerine yapılan bir çalışma temelinde ortaya atıldı. Ve eğer manyetik alan yoksa, o zaman bu manyetik alanı oluşturan bir kaynak da yoktur, yani. demir çekirdekte yüklü parçacıkların hareketi yoktur (konvektif akışlar), bu nedenle çekirdekte maddenin hareketi yoktur. Doğru, gezegenin yavaş dönüşü nedeniyle manyetik alan üretilemeyebilir ...

Venüs gezegeninin yüzeyi

Venüs gezegeninin şekli küreye yakındır. Daha doğrusu, kutupsal oblateliği Dünya'nınkinden iki kat daha küçük olan üç eksenli bir elipsoid ile temsil edilebilir.

Ekvator düzleminde, Venüs elipsoidinin yarım eksenleri 6052.02 ± 0.1 km ve 6050.99 ± 0.14 km'dir. Kutup yarım ekseni 6051,54±0,1 km'dir. Bu boyutları bilerek, Venüs'ün yüzey alanını - 460 milyon km2'yi hesaplamak mümkündür.

fig.21 Gezegenlerin karşılaştırılması Güneş Sistemi. Kredi: web sitesi

Venüs'ün katı gövdesinin boyutlarına ilişkin veriler, radyo girişim yöntemleri kullanılarak elde edildi ve gezegen uzay aracı menzili içindeyken radyo altimetre ve yörünge ölçümleri kullanılarak rafine edildi.

Şekil 22 Venüs'teki Estla bölgesi. Uzakta yüksek bir yanardağ görülüyor. Kredi bilgileri: NASA/JPL

Venüs'ün yüzeyinin çoğu, düz, hafif eğimli sırtlardan oluşan bir ağ ile hafifçe karmaşık olan düz, bazalt ovaların hakim olduğu ovalar (gezegenin tüm alanının% 85'ine kadar) tarafından işgal edilir. Düz olanlardan çok daha küçük bir alan, loblu veya tepelik ovalar tarafından işgal edilir (Venüs yüzeyinin %10'una kadar). Bunlar, düşük viskoziteli bazaltlardan oluşan geniş lav örtüleri olarak yorumlanabilen, radyo parlaklığında farklılık gösteren, bıçaklar gibi dil benzeri çıkıntılar ve ayrıca 5-10 km çapında, bazen üstte kraterler bulunan çok sayıda koni ve kubbe ile karakterize edilirler. . Ayrıca Venüs'te, yoğun bir şekilde çatlaklarla kaplı veya tektonik deformasyonlardan neredeyse etkilenmeyen ova alanları da vardır.

pic.23 Ishtar takımadaları. Kredi: NASA/JPL/USGS

Venüs'ün yüzeyindeki ovalara ek olarak, dünyevi aşk tanrıçalarının adını taşıyan üç geniş yüksek alan keşfedildi.

Böyle bir alan, İştar takımadaları, kuzey yarımkürede, Avustralya ile karşılaştırılabilir büyüklükte bir dağlık bölgedir. Takımadaların merkezinde, karasal Tibet'in iki katı büyüklüğünde, volkanik kökenli Lakshmi platosu bulunur. Plato, batıdan Akny dağları, kuzeybatıdan 7 km yüksekliğe kadar Freya dağları ve güneyden Danu kıvrımlı dağları ve Vesta ve Ut çıkıntıları ile toplam 3'e varan azalma ile sınırlandırılmıştır. km veya daha fazla. Platonun doğu kısmı, İngiliz fizikçi James Maxwell'in adını taşıyan Maxwell Dağları olan Venüs'ün en yüksek dağ sistemine "keser". Dağ silsilesinin orta kısmı 7 km'ye yükselir ve sıfır meridyenin (63 ° K ve 2.5 ° E) yakınında bulunan bireysel dağ zirveleri, yakınlarda bulunan derin Venüs açmasının 15 km yukarısında 10.81-11,6 km yüksekliğe yükselir. Ekvator.

Başka bir yükseltilmiş alan - Venüs ekvatoru boyunca uzanan Afrodit takımadaları, daha da büyüktür: burada yükseklikler daha düşük olmasına rağmen 41 milyon km 2'dir.

Venüs'ün ekvator bölgesinde bulunan ve 18 bin km boyunca uzanan bu geniş bölge, 60 ° ile 210 ° arasındaki boylamları kapsar. 10°N'den itibaren uzanır. 45°S'ye kadar 5 bin km'den fazla ve doğu ucu - Atla bölgesi - 30 ° kuzey enlemine kadar uzanıyor.

Venüs'ün üçüncü yüksek bölgesi, gezegenin güney yarım küresinde yer alan ve İştar takımadalarının karşısında bulunan Lada ülkesidir. Bu, ortalama yüzey yüksekliği 1 km'ye yakın olan ve 780 km çapında Quetzalpetlatl'ın tepesinde maksimuma (3 km'den biraz fazla) ulaşılan oldukça düz bir alandır.

Şekil 24 Tessera Ba "het. Kredi: NASA / JPL

Bu yüksek bölgelere ek olarak, büyüklükleri ve yükseklikleri nedeniyle "topraklar" olarak adlandırılan diğer daha az geniş alanlar Venüs'ün yüzeyinde göze çarpar. Örneğin, yüzeyi yüzlerce ila binlerce kilometre arasında değişen tepeler veya yaylalar olan tesserae (Yunanca - fayanslardan), yüzeyi farklı yönlerde basamaklı sırtlar ve onları ayıran hendekler tarafından oluşturulan, tektonik fay sürüleri.

Tessera içindeki sırtlar veya sırtlar doğrusal ve uzatılabilir: yüzlerce kilometreye kadar. Ve keskin veya tersine yuvarlak olabilirler, bazen karasal koşullarda şerit grabenlerin ve horstların bir kombinasyonunu andıran dikey çıkıntılarla sınırlanan düz bir üst yüzeye sahip olabilirler. Sıklıkla, sırtlar, Hawai Adaları'nın bazaltlarının buruşuk bir donmuş kösele veya ip lav filmini andırır. Sırtın yüksekliği 2 km'ye kadar ve çıkıntılar - 1 km'ye kadar olabilir.

Sırtları ayıran hendekler, geniş Venüs ovaları boyunca binlerce kilometre boyunca uzanan yaylaların çok ötesine geçiyor. Topografya ve morfolojide, Dünya'nın yarık bölgelerine benzerler ve aynı nitelikte görünüyorlar.

Tesseraların oluşumu, Venüs'ün üst katmanlarının tekrarlanan tektonik hareketleriyle, buna eşlik eden sıkıştırma, gerilim, bölünmeler, yükselmeler ve yüzeyin çeşitli kısımlarının çökmesi ile ilişkilidir.

Bunların gezegenin yüzeyindeki en eski jeolojik oluşumlar olduğu söylenmelidir, bu nedenle onlara uygun isimler verilmiştir: zaman ve kaderle ilişkili tanrıçaların onuruna. Böylece, kuzey kutbuna yakın 3.000 km boyunca uzanan büyük bir yaylaya Fortune tessera denir, güneyinde Letonya mutluluk ve kader tanrıçasının adını taşıyan Laima tessera denir.

Topraklar veya kıtalarla birlikte, tesseralar gezegenin topraklarının %8.3'ünden biraz fazlasını kaplar, yani. ovalardan tam olarak 10 kat daha küçük bir alan ve muhtemelen ovaların tamamı olmasa da önemli bir bölgesinin temelidir. Venüs topraklarının geri kalan% 12'si 10 tür kabartma tarafından işgal edilir: kronlar, tektonik faylar ve kanyonlar, volkanik kubbeler, "araknoidler", gizemli kanallar (oluklar, çizgiler), sırtlar, kraterler, paterler, karanlık parabollü kraterler, tepeler. Rölyefin bu unsurlarının her birini daha ayrıntılı olarak ele alalım.

Fig.25 Taç, Venüs'ün eşsiz bir kabartma detayıdır. Kredi bilgileri: NASA/JPL

Tessera ile eşit olan taçlar, Venüs yüzeyinin kabartmasının benzersiz detaylarıdır, surlar, sırtlar, çöküntülerle çevrili, yükseltilmiş bir orta kısma sahip büyük oval veya yuvarlak volkanik çöküntülerdir. Kronların orta kısmı, dağ sıralarının halkalar halinde uzandığı ve genellikle platonun orta kısmının üzerinde yükselen geniş bir dağlar arası plato tarafından işgal edilir. Kronların halka çerçevelemesi genellikle eksiktir.

Venüs gezegenindeki taçlar, uzay aracından yapılan araştırma sonuçlarına göre birkaç yüz buldu. Kronlar, büyüklükleri (100 ila 1000 km arasında) ve onları oluşturan kayaların yaşı bakımından kendi aralarında farklılık gösterir.

Görünüşe göre taçlar, Venüs'ün mantosundaki aktif konvektif akışların bir sonucu olarak oluşmuştur. Kronların birçoğunun çevresinde, dış kenarları tarak şeklinde geniş diller şeklinde yanlara doğru ayrılan katılaşmış lav akıntıları gözlenir. Görünüşe göre, bağırsaklardan erimiş maddenin gezegenin yüzeyine girdiği ve Venüs topraklarının% 80'ini kaplayan geniş düz alanlar oluşturmak için katılaştığı ana kaynaklar olarak hizmet edebilecek kronlardı. Erimiş kayaların bol olduğu bu kaynakların adlarını bereket, hasat, çiçek tanrıçalarının adlarıyla verir.

Bazı bilim adamları, kronların, Venüs kabartmasının başka bir özel biçimi olan araknoidlerden önce geldiğine inanırlar. Örümceklere benzemelerinden dolayı adını alan araknoidler, şekil olarak taçlara benzerler ancak daha küçüktürler. Merkezlerinden kilometrelerce uzanan parlak çizgiler, gezegenin bağırsaklarından magma püskürdüğünde yüzeyde oluşan çatlaklara karşılık gelebilir. Toplamda yaklaşık 250 araknoid bilinmektedir.

Tesseralara, taçlara ve araknoidlere ek olarak, tektonik fayların veya hendeklerin oluşumu endojen (iç) süreçlerle ilişkilidir. Tektonik faylar genellikle Venüs'ün yüzeyinde çok yaygın olan uzun (binlerce kilometreye kadar) kuşaklar halinde gruplandırılır ve diğer yapısal yer şekilleri ile, örneğin yapılarında karasal kıta yarıklarına benzeyen kanyonlar ile ilişkilendirilebilir. Bazı durumlarda, karşılıklı olarak kesişen çatlakların neredeyse dikey (dikdörtgen) bir deseni gözlenir.

27 Maat Dağı. Kredi bilgileri: JPL

Volkanlar da Venüs'ün yüzeyinde çok yaygındır: binlercesi vardır. Dahası, bazıları muazzam boyutlara ulaşıyor: 6 km yüksekliğe ve 500 km genişliğe kadar. Fakat çoğu volkanlar çok daha küçüktür: sadece 2-3 km çapında ve 100 m yüksekliğindedir. Venüs yanardağlarının büyük çoğunluğunun soyu tükenmiştir, ancak bazıları şu anda patlıyor olabilir. Aktif bir yanardağ için en belirgin aday Maat Dağı'dır.

Venüs'ün yüzeyindeki bazı yerlerde, yüzlerce ila birkaç bin kilometre uzunluğunda ve 2 ila 15 kilometre genişliğinde gizemli oluklar ve çizgiler keşfedildi. Dıştan, nehir vadilerine benziyorlar ve aynı özelliklere sahipler: menderes benzeri kıvrımlar, bireysel "kanalların" ayrılması ve yakınsaması ve nadir durumlarda bir deltaya benzer bir şey.

Venüs gezegenindeki en uzun kanal, yaklaşık 7000 km uzunluğunda ve oldukça tutarlı (2-3 km) genişliğe sahip Baltis vadisidir.

Bu arada, Venera-15 ve Venera-16 uydularının görüntülerinde Baltis vadisinin kuzey kısmı da keşfedildi, ancak o döneme ait görüntülerin çözünürlüğü bu oluşumun detaylarını ayırt edecek kadar yüksek değildi ve kökeni bilinmeyen uzun bir çatlak olarak haritalandı.

şek.28 Lada ülkesi sınırları içinde Venüs'teki kanallar. Kredi bilgileri: NASA/JPL

Venüs vadilerinin veya kanallarının kökeni bir sır olarak kalıyor, çünkü bilim adamları bu mesafelerde yüzeyi kesebilecek bir sıvı bilmiyorlar. Bilim adamları tarafından yapılan hesaplamalar, gezegenin tüm yüzeyinde izleri yaygın olan bazalt lavların, bazalt ovalarının içindeki maddeleri sürekli olarak eritecek, binlerce kilometre boyunca kanallar açacak kadar yeterli ısı rezervine sahip olmayacağını göstermiştir. Sonuçta, bu tür kanallar, örneğin, uzunlukları sadece onlarca kilometre olmasına rağmen, Ay'da bilinmektedir.

Bu nedenle, Venüs'ün bazaltik ovalarını yüzlerce ve binlerce kilometre boyunca kesen sıvının aşırı ısıtılmış komatiit lavları veya erimiş karbonatlar veya erimiş kükürt gibi daha egzotik sıvılar olması muhtemeldir. Sonuna kadar Venüs vadilerinin kökeni bilinmiyor ...

Negatif yer şekilleri olan vadilere ek olarak, belirli tessera kabartmasının bileşenlerinden biri olarak da bilinen Venüs - sırtlarının ovalarında pozitif yer şekilleri de yaygındır. Sırtlar genellikle birkaç yüz kilometre genişliğinde uzun (2000 km veya daha fazla) kuşaklar halinde oluşur. Bireysel bir sırtın genişliği çok daha küçüktür: nadiren 10 km'ye kadar ve ovalarda 1 km'ye düşürülür. Sırtların yükseklikleri 1.0-1.5 ila 2 km arasındadır ve onları sınırlayan çıkıntılar 1 km'ye kadardır. Ovaların daha koyu bir radyo görüntüsünün arka planına karşı hafif sarmal sırtlar, Venüs yüzeyinin en karakteristik modelidir ve alanının ~% 70'ini kaplar.

Sırtlar, boyutlarının daha küçük olması farkıyla, Venüs yüzeyinin tepeler gibi ayrıntılarına çok benzer.

Yukarıda açıklanan Venüs'ün yüzey kabartmasının tüm biçimleri (veya türleri), kökenlerini gezegenin iç enerjisine borçludur. Kökeni neden olan yeryüzü şekilleri dış nedenler, Venüs'te sadece üç tane var: kraterler, paterler ve koyu parabollere sahip kraterler.

Güneş sisteminin diğer birçok gövdesinden farklı olarak: 300-500 milyon yıl önce durmuş olan aktif tektonik aktivite ile ilişkili olan Venüs'te karasal gezegenler, asteroitler, nispeten az sayıda çarpma göktaşı krateri bulundu. Volkanik aktivite çok hızlı ilerledi, aksi takdirde daha yaşlı ve daha genç bölgelerdeki kraterlerin sayısı belirgin şekilde farklı olurdu ve bunların alan üzerindeki dağılımı rastgele olmazdı.

Bugüne kadar Venüs'ün yüzeyinde, çapları 2 ila 275 km arasında değişen (Mead kraterinin yakınında) toplam 967 krater keşfedildi. Kraterler, şartlı olarak, tüm kraterlerin toplam sayısının% 80'ini içeren büyük (30 km'den fazla) ve küçük (30 km'den az) olarak ayrılır.

Venüs yüzeyindeki çarpma kraterlerinin yoğunluğu çok düşüktür: Ay'dakinden yaklaşık 200 kat daha az ve Mars'takinden 100 kat daha az, bu da Venüs yüzeyinin 1 milyon km 2'si başına sadece 2 kratere karşılık gelir.

Bilim adamları, Macellan aygıtı tarafından yapılan gezegen yüzeyinin görüntülerine bakarak, Venüs koşullarında çarpma kraterlerinin oluşumunun bazı yönlerini görebildiler. Kraterlerin çevresinde, ışık ışınları ve halkalar keşfedildi - patlama sırasında taş atıldı. Birçok kraterde, ejekta'nın bir kısmı, genellikle kraterden bir yöne yönlendirilen, onlarca kilometre uzunluğunda geniş akışlar oluşturan sıvı bir maddedir. Şimdiye kadar, bilim adamları ne tür bir sıvı olduğunu henüz çözemediler: aşırı ısıtılmış bir darbe eriyiği veya yüzeye yakın atmosferde asılı duran ince taneli katı madde ve eriyik damlacıklarının bir süspansiyonu.

Birkaç Venüs krateri, bitişik ovalardan gelen lavlarla doludur, ancak bunların büyük çoğunluğu, Venüs'ün yüzeyindeki maddi erozyon süreçlerinin zayıf yoğunluğunu gösteren çok farklı bir görünüme sahiptir.

Venüs'teki çoğu kraterin zemini karanlıktır, bu da pürüzsüz bir yüzeye işaret eder.

Diğer bir yaygın arazi türü, koyu parabollere sahip kraterlerdir ve ana alan, toplam alanı Venüs'ün tüm yüzeyinin neredeyse% 6'sı olan karanlık (radyo görüntüsünde) paraboller tarafından işgal edilir. Parabollerin rengi, çarpma kraterlerinden kaynaklanan emisyonlar nedeniyle oluşan 1-2 m kalınlığa kadar ince taneli malzemeden oluşan bir örtüden oluşmasından kaynaklanmaktadır. Bu malzemenin, Venüs'ün bir dizi bölgesinde hakim olan ve kilometrelerce çizgili eolian kabartması bırakan eolyen süreçlerle yeniden işlenmiş olması da mümkündür.

Paterler, koyu parabollere sahip kraterlere ve kraterlere benzer - düzensiz şekilli kraterler veya taraklı kenarları olan karmaşık kraterler.

Tüm bu veriler, Venüs gezegeni uzay aracının (Sovyet, Venera serileri ve Amerikan, Mariner ve Pioneer-Venus serileri) erişimindeyken toplanmıştır.

Böylece, Ekim 1975'te Venera-9 ve Venera-10 iniş araçları gezegenin yüzeyine yumuşak bir iniş yaptı ve iniş alanının görüntülerini Dünya'ya iletti. Bunlar, başka bir gezegenin yüzeyinden aktarılan dünyadaki ilk fotoğraflardı. Görüntü, bir telefotometre kullanılarak görünür ışınlarda elde edildi - çalışma prensibine göre mekanik bir televizyona benzeyen bir sistem.

Venera-8, Venera-9 ve Venera-10 AMS'lerin yüzeyini fotoğraflamaya ek olarak, yüzey kayalarının yoğunluğunu ve içlerindeki doğal radyoaktif elementlerin içeriğini ölçtüler.

Venera-9 ve Venera-10'un iniş alanlarında, yüzey kayalarının yoğunluğu, yer kabuğunun 2,8 g/cm3'e yakın magmatik kayaçlarıydı...

1978'de, bir radar araştırması temelinde oluşturulan bir topografik harita olan Amerikan Pioneer-Venüs cihazı piyasaya sürüldü.

Sonunda, 1983'te Venera-15 ve Venera-16 uzay araçları Venüs'ün yörüngesine girdi. Radar kullanarak, gezegenin kuzey yarımküresini 30° paralele kadar 1:5.000.000 ölçeğinde haritaladılar ve ilk kez Venüs yüzeyinin tessera ve taç gibi benzersiz özelliklerini keşfettiler.

Hatta daha fazla detaylı haritalar 1990 yılında Magellan uzay aracı tarafından 120 m boyutuna kadar detaylara sahip tüm yüzeyin görüntüsü elde edilmiştir. Bilgisayarlar, radar bilgilerini yanardağları, dağları ve diğer manzara ayrıntılarını gösteren fotoğraf benzeri görüntülere dönüştürdü.

30 Magellan gezegenler arası istasyonunun görüntülerinden derlenen Venüs'ün topografik haritası. Kredi bilgileri: NASA

Uluslararası Astronomi Birliği'nin kararına göre, Venüs haritasında - sadece kadın isimleri, çünkü kendisi, tek gezegen, bir kadın ismi taşıyor. Bu kuralın sadece 3 istisnası vardır: Maxwell dağları, Alfa ve Beta bölgeleri.

Dünyanın çeşitli halklarının mitolojilerinden alınan kabartma detaylarının isimleri, belirlenmiş prosedüre göre verilmiştir. Bunun gibi:

Tepeler, tanrıçaların, titanidlerin, devlerin adlarını alır. Örneğin, İskandinav mitlerindeki dokuz dev kadından birinin adını taşıyan Ulfrun bölgesi.

Lowlands - mitlerin kahramanları. Antik Yunan mitolojisinin bu kahramanlarından birinin onuruna, Venüs'ün kuzey enlemlerinde yer alan Atalanta'nın en derin ovası seçildi.

Oluklar ve çizgiler, kadın savaşçı mitolojik karakterlerden sonra adlandırılır.

Doğurganlık tanrıçalarının onuruna taçlar, tarım. Bunların en ünlüsü olmasına rağmen - yaklaşık 350 km çapındaki Pavlova'nın tacı, bir Rus balerininin adını almıştır.

Sırtlar, gökyüzünün tanrıçaları, gökyüzü, ışık ile ilişkili kadın mitolojik karakterlerin adını almıştır. Böylece ovalardan biri boyunca Cadı'nın sırtları uzanıyordu. Ve kuzeybatıdan güneydoğuya doğru Beregini ovası, Hera'nın sırtları tarafından geçilir.

Topraklar ve yaylalar aşk ve güzellik tanrıçalarının adlarını taşır. Bu nedenle, Venüs'ün kıtalarından (topraklarından) birine İştar ülkesi denir ve volkanik kökenli geniş bir Lakshmi platosuna sahip yüksek dağlık bir bölgedir.

Venüs'teki kanyonlar, orman, avcılık veya Ay ile ilişkili mitolojik figürlerin (Roma Artemis'ine benzer) adını almıştır.

Gezegenin kuzey yarım küresindeki dağlık alan, uzun Baba Yaga kanyonu tarafından geçilir. Beta ve Phoebe bölgelerinde Devana Kanyonu öne çıkıyor. Ve Themis bölgesinden Afrodit ülkesine kadar, en büyük Venüs taş ocağı Parnge 10 bin km'den fazla uzanıyor.

Büyük kraterlere ünlü kadınların adı verilmiştir. Küçük kraterler sadece sıradan kadın isimleridir. Böylece, yüksek rakımlı Lakshmi platosunda, Freya dağlarının güneyinde ve büyük Osipenko kraterinin doğusunda bulunan küçük Berta, Lyudmila ve Tamara kraterlerini bulabilirsiniz. Nefertiti'nin tacının yakınında, Orta Asya'nın Rus kaşifi adını taşıyan Potanin krateri ve yanında Voynich krateri (İngiliz yazar, "Gadfly" romanının yazarı) var. Ve gezegendeki en büyük krater, Amerikalı etnograf ve antropolog Margaret Mead'in adını aldı.

Paterler, büyük kraterlerle aynı prensibe göre adlandırılır, yani. ünlü kadınların isimleriyle. Örnek: Peder Salfo.

Ovalar, çeşitli mitlerin kadın kahramanlarının adını almıştır. Örneğin, Snow Maiden ve Baba Yaga'nın ovaları. Kuzey Kutbu çevresinde, Karelya ve Fin mitlerinde Kuzey'in metresi olan Louhi ovasını gerer.

Tessers, kader, mutluluk ve iyi şans tanrıçalarının adını almıştır. Örneğin, Venüs tesseralarının en büyüğüne Tellür tesseraları denir.

Çıkıntılar - ocağın tanrıçalarının onuruna: Vesta, Ut, vb.

Gezegenin tüm gezegen cisimleri arasında adlandırılmış parçaların sayısında lider olduğunu söylemeliyim. Venüs'te ve kökenleri için çok çeşitli isimler. İşte dünyanın tüm kıtalarından 192 farklı millet ve etnik grubun mitlerinden isimler. Dahası, isimler "ulusal bölgeler" oluşmadan gezegenin etrafına serpiştirilmiştir.

Ve Venüs yüzeyinin tanımının sonunda, gezegenin modern haritasının kısa bir yapısını veriyoruz.

60'ların ortalarında, meridyen, Venüs haritasında sıfır meridyen (Dünya'nın Greenwich Ortalamasına karşılık gelen) olarak alındı ​​ve 2 bin km çapında parlak (radar görüntülerinde) yuvarlak bir alanın merkezinden geçti. , gezegenin güney yarım küresinde bulunur ve Yunan alfabesinin ilk harfiyle Alfa bölgesi olarak adlandırılır. Daha sonra bu görüntülerin çözünürlüğünün artmasıyla, Havva adı verilen 330 km çapındaki büyük bir halka yapısının merkezindeki küçük bir parlak noktadan geçmesi nedeniyle ana meridyenin konumu yaklaşık 400 km kaydırılmıştır. 1984 yılında Venüs'ün ilk kapsamlı haritalarının oluşturulmasından sonra, gezegenin kuzey yarım küresinde tam olarak sıfır meridyeninde 28 km çapında küçük bir krater olduğu bulundu. Krater, Yunan efsanesinin kahramanının adından sonra Ariadne olarak adlandırıldı ve bir referans noktası olarak çok daha uygundu.

Sıfır meridyen, 180° meridyen ile birlikte Venüs'ün yüzeyini doğu ve batı olmak üzere 2 yarım küreye ayırır.

Venüs'ün Atmosferi. Venüs gezegenindeki fiziksel koşullar

Venüs'ün cansız yüzeyinin üzerinde, 1761'de M.V. Gezegenin güneş diski boyunca geçişini gözlemleyen Lomonosov.

Şekil 31 Bulutlarla kaplı Venüs. Kredi bilgileri: NASA

Venüs'ün atmosferi o kadar yoğundur ki, içinden gezegenin yüzeyindeki herhangi bir ayrıntıyı görmek kesinlikle imkansızdır. Bu nedenle, uzun bir süre birçok araştırmacı, Karbonifer döneminde Venüs'teki koşulların Dünya'daki koşullara yakın olduğuna ve sonuç olarak benzer faunanın orada da yaşadığına inanıyordu. Ancak gezegenler arası istasyonların iniş araçları yardımıyla yapılan araştırmalar, Venüs iklimi ile Dünya ikliminin iki büyük fark olduğunu ve aralarında hiçbir ortak nokta olmadığını gösterdi. Bu nedenle, Dünya'daki alt hava katmanının sıcaklığı nadiren +57°C'yi aşarsa, o zaman Venüs'te yüzeye yakın hava katmanının sıcaklığı 480°C'ye ulaşır ve günlük dalgalanmaları önemsizdir.

İki gezegenin atmosferlerinin bileşiminde de önemli farklılıklar gözlenir. Dünya atmosferinde baskın gaz azot ise, yeterli oksijen içeriği, önemsiz miktarda karbondioksit ve diğer gazlar varsa, o zaman Venüs atmosferinde durum tam tersidir. Atmosferin baskın payı, küçük su buharı (%0.05), oksijen (yüzdenin binde biri), argon, neon, helyum ve kripton ilaveleriyle birlikte karbondioksit (~%97) ve nitrojendir (yaklaşık %3). Çok küçük miktarlarda SO, SO 2, H 2 S, CO, HCl, HF, CH 4, NH3 safsızlıkları da vardır.

Her iki gezegenin atmosferlerinin basıncı ve yoğunluğu da büyük ölçüde farklılık gösterir. Örneğin, Venüs üzerindeki atmosferik basınç yaklaşık 93 atmosferdir (Dünya'dakinden 93 kat daha fazla) ve Venüs atmosferinin yoğunluğu, Dünya atmosferinin yoğunluğundan neredeyse iki kat daha yüksek ve yoğunluktan sadece 10 kat daha azdır. suyun. Böyle yüksek bir yoğunluk, Dünya atmosferinin kütlesinin yaklaşık 93 katı olan atmosferin toplam kütlesini etkileyemez.

Birçok astronomun artık inandığı gibi; yüksek yüzey sıcaklığı, yüksek atmosferik basınç ve yüksek nispi karbon dioksit içeriği, görünüşe göre ilişkili faktörlerdir. Yüksek sıcaklık, CO2 salınımı ile karbonat kayalarının silikata dönüşümünü destekler. Dünya'da CO2, Venüs'te bulunmayan biyosferin hareketinin bir sonucu olarak tortul kayalara bağlanır ve geçer. Öte yandan, yüksek bir CO2 içeriği, Amerikalı bilim adamı Carl Sagan tarafından kurulan Venüs yüzeyinin ve atmosferin alt katmanlarının ısınmasına katkıda bulunur.

Aslında Venüs gezegeninin gazlı kabuğu dev bir seradır. Güneş ısısına izin verebilir, ancak dışarı çıkmasına izin vermez, aynı anda gezegenin radyasyonunu emer. Emiciler karbondioksit ve su buharıdır. Sera etkisi diğer gezegenlerin atmosferlerinde de meydana gelir. Ancak Mars atmosferinde yüzeydeki ortalama sıcaklığı 9 °, Dünya atmosferinde - 35 ° artırırsa, o zaman Venüs atmosferinde bu etki 400 dereceye ulaşır!

Bazı bilim adamları, 4 milyar yıl önce Venüs'ün atmosferinin, yüzeyinde sıvı su bulunan Dünya atmosferine daha çok benzediğine ve bugün hala gözlemlenen kontrolsüz sera etkisine bu suyun buharlaşmasının neden olduğuna inanıyor...

Venüs'ün atmosferi yoğunluk, sıcaklık ve basınç bakımından büyük farklılıklar gösteren birkaç katmandan oluşur: troposfer, mezosfer, termosfer ve ekzosfer.

Troposfer, Venüs atmosferinin en alt ve en yoğun tabakasıdır. Venüs'ün tüm atmosferinin kütlesinin% 99'unu içerir, bunların% 90'ı - 28 km yüksekliğe kadar.

Troposferdeki sıcaklık ve basınç yükseklikle azalır, 50-54 km'ye yakın irtifalara ulaşır, +20° +37°C değerlere ve sadece 1 atmosferlik bir basınca ulaşır. Bu koşullar altında su, sıvı halde (küçük damlacıklar şeklinde) bulunabilir ve bu, optimum sıcaklık ve basınçla birlikte, Dünya yüzeyine yakın olanlara benzer şekilde, yaşam için uygun koşullar yaratır.

Troposferin üst sınırı 65 km yüksekliktedir. gezegenin yüzeyinin üstünde, yukarıdaki katmandan - mezosfer - tropopozdan ayrılır. Burada, yüzeye yakın 1 m/s'ye karşı, 150 m/s ve daha yüksek hızlarda kasırga rüzgarları hakimdir.

Venüs atmosferindeki rüzgarlar konveksiyonla oluşturulur: ekvatorun üzerindeki sıcak hava yükselir ve kutuplara doğru yayılır. Bu küresel rotasyona Hadley rotasyonu denir.

şek.32 Venüs'ün güney kutbuna yakın kutup girdabı. Kredi: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA/Üniv. Oxford'lu

60°'ye yakın enlemlerde, Hadley'nin dönüşü durur: sıcak hava alçalır ve bu yerlerdeki yüksek karbon monoksit konsantrasyonuyla kolaylaştırılan ekvatora doğru geri hareket etmeye başlar. Bununla birlikte, atmosferin dönüşü 60. enlemlerin kuzeyinde bile durmuyor: burada sözde. "kutup tasmaları". Düşük sıcaklıklar, yüksek bulut konumu (72 km'ye kadar) ile karakterize edilirler.

Varlıkları, adyabatik soğutmanın gözlendiği bir sonucu olarak havadaki keskin bir yükselişin bir sonucudur.

Gezegenin "kutup tasmaları" ile çerçevelenmiş kutuplarının çevresinde, karadaki muadillerinden dört kat daha büyük olan dev kutup girdapları çalışır. Her girdabın iki gözü vardır - kutup dipolleri olarak adlandırılan dönme merkezleri. Girdaplar atmosferin genel dönüş yönünde yaklaşık 3 günlük bir periyotla dönerler ve rüzgar hızları dış kenarlarında 35-50 m/sn, kutuplarda sıfıra kadar değişir.

Kutup girdapları, bugün gökbilimcilerin inandığı gibi, merkezde alçalan hava akımları ve kutup halkalarının yakınında keskin bir şekilde yükselen antisiklonlardır. Venüs'ün kutup girdaplarına benzer şekilde, Dünya'daki yapılar, özellikle Antarktika üzerinde oluşan kış kutup antisiklonlarıdır.

Venüs'ün mezosferi 65 ila 120 km yükseklikte uzanır ve 2 katmana ayrılabilir: ilki 62-73 km yükseklikte yer alır, sabit bir sıcaklığa sahiptir ve bulutların üst sınırıdır; ikincisi 73-95 km arasında bir yükseklikte, burada sıcaklık yükseklikle düşer ve -108°C'lik üst sınırda minimuma ulaşır. Venüs yüzeyinin 95 km üzerinde, mezopoz başlar - mezosfer ile termosfer arasındaki sınır yukarıda uzanır. Mezopozda sıcaklık yükseklikle artar ve Venüs'ün gündüz tarafında +27° +127°C'ye ulaşır. Venüs'ün gece tarafında, mezopoz içinde önemli bir soğuma meydana gelir ve sıcaklık -173°C'ye düşer. Venüs'ün en soğuk bölgesi olan bu bölgeye bazen kriyosfer bile denir.

120 km'nin üzerindeki irtifalarda, 220-350 km yüksekliğe kadar uzanan termosfer, ekzosfer sınırına kadar uzanır - hafif gazların atmosferi terk ettiği ve esas olarak sadece hidrojenin bulunduğu bölge. Ekzosfer ve onunla birlikte atmosfer, sıcaklığın 600-800 K'ye ulaştığı ~5500 km yükseklikte sona erer.

Venüs'ün mezo ve termosferinde ve ayrıca alt troposferde hava kütlesi döner. Doğru, hava kütlesinin hareketi ekvatordan kutuplara doğru değil, Venüs'ün gündüz tarafından gece tarafına doğru gerçekleşir. Gezegenin gündüz tarafında, 90-150 km irtifalarda yayılan, ısınan havanın keskin bir şekilde düştüğü ve havanın adyabatik ısınmasına neden olan gezegenin gece tarafına hareket eden güçlü bir sıcak hava yükselişi meydana gelir. . Bu katmandaki sıcaklık sadece -43°C'dir ve bu, mezosferin gece tarafındaki genelden 130° kadar yüksektir.

Venüs atmosferinin özellikleri ve bileşimi ile ilgili veriler, 4, 5 ve 6 seri numaralı Venüs serisinin AMS'sinden de elde edildi. Venera 9 ve 10, atmosferin derin katmanlarındaki su buharı içeriğini netleştirdi ve maksimum su buhar, katı bir yüzeyden yüz kat daha büyük olduğu 50 km rakımlarda bulunur ve buhar oranı yüzde bire yaklaşır.

Atmosferin bileşimini incelemeye ek olarak, gezegenler arası istasyonlar Venera-4, 7, 8, 9, 10, Venüs atmosferinin alt katmanlarındaki basıncı, sıcaklığı ve yoğunluğu ölçtü. Sonuç olarak Venüs'ün yüzeyindeki sıcaklığın yaklaşık 750 °K (480 °C) ve basıncın 100 atm'ye yakın olduğu tespit edildi.

İniş araçları Venera-9 ve Venera-10 da bulut katmanının yapısı hakkında bilgi aldı. Böylece, 70 ila 105 km arasındaki rakımlarda, nadir görülen bir stratosferik pus var. Aşağıda, 50 ila 65 km yükseklikte (nadiren 90 km'ye kadar), optik özellikleri açısından, kelimenin dünyevi anlamıyla bulutlardan daha nadir bulunan sise daha yakın olan en yoğun bulut katmanı vardır. . Buradaki görüş mesafesi birkaç kilometreye ulaşıyor.

Ana bulut katmanının altında - 50 ila 35 km arasındaki irtifalarda, yoğunluk birkaç kez düşer ve atmosfer, esas olarak CO2'deki Rayleigh saçılması nedeniyle güneş radyasyonunu azaltır.

Bulut altı sisi yalnızca geceleri ortaya çıkar, gece yarısına kadar 37 km'ye ve şafakta 30 km'ye kadar yayılır. Öğlene kadar bu sis dağılır.

şek.33 Venüs'ün atmosferinde yıldırım. Kredi bilgileri: ESA

Venüs bulutlarının rengi, gezegenin atmosferindeki önemli CO2 içeriği, büyük molekülleri güneş ışığının bu belirli bölümünü dağıtan ve 75'ten oluşan bulutların bileşimi nedeniyle turuncu-sarıdır. Hidroklorik ve hidroflorik asitlerin safsızlıkları ile yüzde -80 sülfürik asit (belki de sülfürik florür). Venüs bulutlarının bileşimi 1972'de Amerikalı araştırmacılar Louise ve Andrew Young ile Godfrey Sill tarafından birbirinden bağımsız olarak keşfedildi.

Çalışmalar, Venüs bulutlarındaki asidin kimyasal olarak kükürt içeren yüzey kayaları (piritler) ve volkanik patlamalar kaynağı olabilen kükürt dioksitten (SO 2 ) oluştuğunu göstermiştir. Volkanlar kendilerini başka bir şekilde de gösterirler: patlamaları güçlü elektriksel deşarjlar üretir - Venüs'ün atmosferinde, Venüs serisinin istasyonlarının aletleri tarafından tekrar tekrar kaydedilen gerçek gök gürültülü fırtınalar. Dahası, Venüs gezegenindeki gök gürültülü fırtınalar çok güçlüdür: yıldırım Dünya atmosferinden 2 kat daha sık çarpar. Bu fenomene "Venüs'ün Elektrikli Ejderhası" denir.

Bulutlar çok parlaktır, ışığın %76'sını yansıtırlar (bu, atmosferdeki kümülüs bulutlarının ve Dünya yüzeyindeki kutup buzullarının yansıtıcılığıyla karşılaştırılabilir). Başka bir deyişle, güneş radyasyonunun dörtte üçünden fazlası bulutlar tarafından yansıtılır ve yalnızca dörtte birinden azı aşağı geçer.

Bulut sıcaklığı - +10° ila -40°C.

Bulut katmanı hızla doğudan batıya doğru hareket ediyor ve 4 Dünya gününde (Mariner-10 gözlemlerine göre) gezegenin etrafında bir devrim yapıyor.

Venüs'ün manyetik alanı. Venüs gezegeninin manyetosferi

Venüs'ün manyetik alanı önemsizdir - manyetik dipol momenti, Dünya'nınkinden en az beş büyüklük sırası daha azdır. Bu kadar zayıf bir manyetik alanın nedenleri: gezegenin kendi ekseni etrafında yavaş dönmesi, gezegen çekirdeğinin düşük viskozitesi, başka sebepler olabilir. Bununla birlikte, gezegenler arası manyetik alanın Venüs'ün iyonosferi ile etkileşiminin bir sonucu olarak, ikincisinde kaotik olarak yerleştirilmiş ve kararsız küçük yoğunluklu (15-20 nT) manyetik alanlar yaratılır. Bu, bir yay şoku, bir manyeto-kılıfı, bir manyetopoz ve bir manyetokuyruğu olan Venüs'ün sözde indüklenmiş manyetosferidir.

Yay şok dalgası, Venüs gezegeninin yüzeyinden 1900 km yükseklikte yer alır. Bu mesafe, 2007 yılında minimum güneş aktivitesi sırasında ölçülmüştür. Maksimum güneş aktivitesi sırasında, şok dalgasının yüksekliği artar.

Manyetopoz, iyonopozdan biraz daha yüksek olan 300 km yükseklikte bulunur. Aralarında manyetik bir bariyer var - en azından minimum güneş aktivitesi sırasında güneş plazmasının Venüs atmosferinin derinliklerine nüfuz etmesini önleyen manyetik alanda (40 T'ye kadar) keskin bir artış. Atmosferin üst katmanlarında, O+, H+ ve OH+ iyonlarının önemli kayıpları, güneş rüzgarının aktivitesi ile ilişkilidir. Manyetopozun uzunluğu gezegenin on yarıçapına kadardır. Venüs'ün aynı manyetik alanı, daha doğrusu kuyruğu, onlarca Venüs çapına kadar uzanır.

Venüs'ün manyetik alanının varlığının ilişkili olduğu gezegenin iyonosferi, Venüs'ün yüzeyinin üzerinde bir elektrik alanının oluşması nedeniyle Güneş'e göreceli yakınlığı nedeniyle önemli gelgit etkilerinin etkisi altında ortaya çıkar. gücü, Dünya yüzeyinin üzerinde gözlemlenen "açık hava alanının" gücünün iki katı olabilir. Venüs'ün iyonosferi 120-300 km yükseklikte bulunur ve üç katmandan oluşur: 120-130 km, 140-160 km ve 200-250 km. 180 km'ye yakın irtifalarda ek bir katman olabilir. Birim hacim başına maksimum elektron sayısı - 3×10 11 m -3 ayçiçeği noktasına yakın 2. katmanda bulundu.

Venüs, Dünya'ya diğer gezegenlerden daha yakındır. Ancak yoğun, bulutlu atmosfer, yüzeyini doğrudan görmenize izin vermez. Radar görüntüleri çok çeşitli kraterler, volkanlar ve dağlar gösterir.
Yüzey sıcaklıkları kurşunu eritecek kadar sıcak ve bu gezegenin bir zamanlar geniş okyanusları olabilir.

Venüs, Güneş'ten 108 milyon km uzaklıkta, 225 Dünya gününde atladığı neredeyse dairesel bir yörüngeye sahip Güneş'ten ikinci gezegendir. Venüs ekseni etrafındaki dönüş 243 Dünya günü sürer - tüm gezegenler arasında maksimum süre. Venüs kendi ekseni etrafında döner ters taraf, yani yörüngenin tersi yönde. Bu yavaş ve ters dönüş, Venüs'ten görüldüğü gibi, Güneş'in yılda sadece iki kez doğup battığı anlamına gelir, çünkü Venüs günleri bizim 117 günümüze eşittir. Venüs, Dünya'ya 45 milyon km mesafeden yaklaşıyor - diğer gezegenlerden daha yakın.

Venüs, Dünya'dan sadece biraz daha küçüktür ve neredeyse aynı kütleye sahiptir. Bu nedenlerden dolayı Venüs'e bazen Dünya'nın ikizi veya kız kardeşi denir. Ancak bu iki gezegenin yüzeyi ve atmosferi tamamen farklıdır. Yeryüzünde nehirler, göller, okyanuslar ve soluduğumuz atmosfer vardır. Venüs, insanlar için ölümcül olabilecek yoğun bir atmosfere sahip, kavurucu derecede sıcak bir gezegendir.

başlamadan önce uzay çağı Gökbilimciler Venüs hakkında çok az şey biliyorlardı. Yoğun bulutlar, teleskoplarla yüzeyi görmelerini engelledi. Uzay aracı, esas olarak azot ve oksijen safsızlıklarına sahip karbondioksitten oluşan Venüs atmosferinden geçmeyi başardı. Atmosferdeki soluk sarı bulutlar, asit yağmuru olarak yüzeye düşen sülfürik asit damlacıkları içerir.

Gökyüzünde Venüs'ü bulmak diğer gezegenlerden daha kolaydır. Yoğun bulutları güneş ışığını mükemmel bir şekilde yansıtarak gezegeni parlak hale getirir. Venüs'ün yörüngesi Güneş'e Dünya'nınkinden daha yakın olduğu için, Venüs bizim gökyüzümüzde Güneş'ten asla uzaklaşmaz. Her yedi ayda bir, birkaç hafta boyunca Venüs, akşamları batı gökyüzündeki en parlak nesnedir. Buna "akşam yıldızı" denir. Bu dönemlerde, Venüs'ün biçilmiş parlaklığı, kuzey gökyüzündeki en parlak yıldız olan Sirius'un parlaklığından 20 kat daha fazladır. Üç buçuk ay sonra Venüs, Güneş'ten üç saat önce doğar ve doğu göğünün parlak "sabah yıldızı" olur.

Venüs'ü gün batımından yaklaşık bir saat sonra veya gün doğumundan bir saat önce gözlemleyebilirsiniz. Venüs ile Güneş arasındaki açı asla 47°'yi geçmez. Bu noktaların yakınında iki veya üç hafta boyunca, gökyüzü açık olmadıkça Venüs kaçırılamaz. Venüs'ü en büyük batı uzaması döneminde şafak öncesi gökyüzünde ilk kez görürseniz, daha sonra, hatta gün doğumundan sonra bile ayırt edebileceksiniz, o kadar parlaktır ki. Dürbün veya teleskop kullanıyorsanız, Güneş'in yanlışlıkla görüş alanınıza girmemesi için gerekli önlemleri alın.

Lupe gibi Venüs'ün de evreleri olduğunu görmek kolaydır. Gezegen, en büyük uzama noktalarında, yarım disk evresinde küçük bir aya benziyor. Venüs Dünya'ya yaklaştıkça, görünen boyutu her gün biraz artar ve şekli yavaş yavaş dar bir hilal şeklini alır. Ancak yoğun bulutlar nedeniyle gezegenin yüzeyinin hiçbir özelliği görülemez.

Venüs'ün Güneş diskinden geçişi

Venüs'ün tam olarak Dünya ile Güneş arasından geçmesi çok nadirdir. Bu pasajlar 18. yüzyılda kullanılmıştır. Güneş sisteminin boyutunu belirlemek için. Gökbilimciler, Dünya üzerindeki farklı noktalardan gözlemlendiğinde geçişin başlangıcı ve bitişi arasındaki zaman farkına dikkat çekerek, Dünya ile Venüs arasındaki mesafeyi tahmin ettiler. Kaptan Cook'un keşif arayışındaki üçüncü seferi (1776-1779) pasajı gözlemlemeyi içeriyordu. Venüs bir sonraki güneş diskini 2004'te geçecek.

Venüs'ün Evreleri

Galileo, 1610'da Venüs'ün evrelerini gözlemleyen ilk kişiydi. Ay'ın evreleriyle olan benzerliğinden, Venüs'ün yörüngesinin Güneş'e Dünya'nın yörüngesinden daha yakın olduğu sonucuna vardı. Venüs'le ilgili gözlemleri, Güneş'in güneş sistemimizin merkezinde olduğunu kanıtladı. Yaklaşık bir ay boyunca birkaç günde bir Venüs'ün evrelerini gözlemleyerek bu gezegenin bize yaklaşıp yaklaşmadığını veya bizden uzaklaşıp uzaklaşmadığını hesaplayabilirsiniz.

sıcak dünya

Venüs'ün atmosferi son derece sıcak ve kurudur. Yüzey sıcaklığı maksimum değerine yaklaşık 480°C'de ulaşır. Venüs'ün atmosferi, Dünya atmosferinden 105 kat daha fazla gaz içerir. Bu atmosferin yüzeye yakın basıncı çok yüksek, Dünya'dakinden 95 kat daha yüksek. Uzay gemileri, atmosferin ezici, ezici gücüne dayanacak şekilde tasarlanmalıdır. 1970 yılında, Venüs'e inen ilk uzay aracı, bunaltıcı sıcaklığa yalnızca yaklaşık bir saat dayanabildi, bu da yüzey koşullarıyla ilgili verileri Dünya'ya geri göndermeye yetecek kadar uzundu. 1982'de Venüs'e inen Rus uçakları da keskin kayaların renkli fotoğraflarını Dünya'ya gönderdi.

Sera etkisinden dolayı Venüs çok sıcaktır. Daha yoğun bir karbondioksit örtüsü olan atmosfer, Güneş'ten gelen ısıyı tutar. Sonuç olarak, atmosferin sıcaklığı bir fırından çok daha yüksek olacak kadar çok miktarda termal enerji birikir.

Karbondioksit miktarının ve atmosferin az olduğu Dünya'da, doğal sera etkisi küresel sıcaklığı 30 "C yükseltir. Ve Venüs'te ise sera etkisi sıcaklığı 400" daha artırır. Venüs üzerindeki en güçlü sera etkisinin fiziksel sonuçlarını inceleyerek, fosil yakıtların - kömür ve petrolün yanması nedeniyle atmosferdeki artan karbondioksit konsantrasyonunun neden olduğu Dünya'da aşırı ısı birikiminin sonuçlarını hayal edebiliriz, e sebep olabilir.

Antik çağda Venüs ve Dünya

4,5 milyar yıl önce, Dünya ilk oluştuğunda, tıpkı Venüs gibi, çok yoğun bir karbondioksit atmosferine sahipti. Ancak bu gaz suda çözünür. Dünya, Güneş'ten daha uzak olduğu için Venüs kadar sıcak değildi; Sonuç olarak, yağmurlar atmosferdeki karbondioksiti yıkayıp okyanuslara gönderdi. Deniz hayvanlarının kabuklarından ve kemiklerinden, karbon ve oksijen içeren tebeşir ve kireçtaşı gibi kayalar ortaya çıktı. Ayrıca, gezegenimizin atmosferinden ve kömür ve petrol oluşumu sırasında karbondioksit çıkarıldı. Venüs'ün atmosferinde çok fazla ocak yoktur. Ve sera etkisi nedeniyle, atmosferin sıcaklığı, suyun kaynama noktasını yaklaşık 50 km yüksekliğe kadar aşıyor. Venüs'ün bir zamanlar okyanusları olmuş olabilir, ama eğer varsa, çoktan kaynayıp yok olmuşlardır.

Venüs yüzeyi

Gökbilimciler, kalın bir bulut tabakası altında Venüs yüzeyinin doğasını incelemek için hem gezegenler arası gemileri hem de radyo dalgalarını kullanırlar. 20'den fazla ABD ve Rus uzay aracı şimdiden Venüs'e gidiyor, diğer gezegenlerden daha fazla. İlk Rus gemisi atmosfer tarafından ezildi. Ancak 1970'lerin sonunda ve 1980'lerin başında, sert kaya oluşumlarının görülebildiği ilk fotoğraflar çekildi - keskin, eğimli, ufalanan, küçük kırıntılar ve toz. - kimyasal bileşimi Dünya'nın volkanik kayalarına benzer.

1961'de bilim adamları Venüs'e radyo dalgaları gönderdiler ve Dünya'dan yansıyan bir sinyal aldılar ve gezegenin kendi ekseni etrafındaki dönüş hızını ölçtüler. 1983 yılında Veiera-15 ve Venera-16 uzay araçları Venüs'ün yörüngesine girdi.

Radar kullanarak, gezegenin kuzey yarımküresinin paralel 30" e kadar bir haritasını yaptılar. 1990 yılında Magellan uzay aracı tarafından 120 m'ye kadar ayrıntılarla tüm yüzeyin daha ayrıntılı haritaları elde edildi. Bilgisayarların yardımıyla , radar bilgileri, volkanların, dağların ve manzaranın diğer detaylarının görülebildiği fotoğraflara benzer görüntülere dönüştürüldü.

çarpma kraterleri

Macellan, devasa Venüs kraterlerinin güzel görüntülerini Dünya'ya iletti. Venüs'ün atmosferini delip geçen dev meteorların yüzeyine çarpması sonucu ortaya çıktılar. Bu tür çarpışmalar, gezegende bulunan sıvı lavları serbest bıraktı. Bazı göktaşları atmosferin alt kısmında patlayarak karanlık yuvarlak kraterler oluşturan şok dalgaları yarattı. Atmosferden geçen meteorlar yaklaşık 60.000 km/s hızla uçarlar. Böyle bir göktaşı yüzeye çarptığında, katı kaya anında sıcak buhara dönüşür ve yerde bir krater bırakır. Bazen böyle bir darbeden sonra lav yolunu bulur ve kraterden dışarı akar.

Volkanlar ve lav

Vpori'nin yüzeyi yüz binlerce volkanla kaplıdır. Çok büyük birkaç tane var: 3 km yüksekliğinde ve 500 km genişliğinde. Ancak volkanların çoğu 2-3 km çapında ve yaklaşık 100 m yüksekliğindedir. Lavların Venüs'e dökülmesi, Dünya'dan çok daha uzun sürer. Venüs, buz, yağmur veya fırtınaların oluşması için çok sıcaktır, bu nedenle önemli bir ayrışma (ayrışma) meydana gelmez. Bu, volkanların ve kraterlerin milyonlarca yıl önce oluştuklarından bu yana pek değişmediği anlamına gelir. Venüs'ün Macellan'dan çekilen fotoğraflarında, Dünya'da göremeyeceğiniz kadar eski bir manzara görüyoruz - yine de diğer birçok gezegenden ve büyüteçten daha genç.

Görünüşe göre Venüs katı kayalarla kaplı. Sıcak lav bunların altında dolaşır ve bataklık yüzey tabakasında gerginliğe neden olur. Lav, katı kayadaki deliklerden ve çatlaklardan sürekli olarak fışkırır. Ek olarak, volkanlar her zaman küçük sülfürik asit damlacıkları yayar. Bazı yerlerde, yavaş yavaş sızan kalın lav, 25 km genişliğe kadar büyük su birikintileri şeklinde birikir. Diğer yerlerde, büyük pençe kabarcıkları yüzeyde kubbeler oluşturur ve daha sonra düşer.

Yeryüzünde, jeologların gezegenimizin tarihçisini bulmaları kolay değil, çünkü zemin sürekli olarak rüzgar ve yağmur tarafından aşınıyor. Venüs, yüzeyinin eski fosil katmanlarına benzemesi nedeniyle bilim adamlarının büyük ilgisini çekiyor. Magellan tarafından keşfedilen peyzajının detayları yüz milyonlarca yıllık.

Volkanlar ve lav akıntıları, dünyası bize en yakın olan bu kuru gezegende değişmeyen bir testerede korunur.

"Sabah yıldızı" nasıl bulunur

Gezegen Güneş'e Dünya'dan daha yakın dönüyor, bu yüzden Venüs'ü gökyüzünde nasıl bulacağımızı açıklar mısınız? Oldukça kolay. Her zaman Güneş'e yeterince yakın olacak.

Venüs, Güneş'in etrafında Dünya'dan daha hızlı döner, bu nedenle batıda gökyüzünde akşam veya doğuda güneş doğmadan önce görünecektir.

Sabah Yıldızı Nasıl Yakalanır

Venüs'ün yerini doğru bir şekilde belirlemek için, konumunu çok doğru bir şekilde bilmenizi sağlayan programları - planetaryumları kullanabilirsiniz. Gözlem yaparken akılda tutulması gereken birkaç şey var. İlk olarak, ekliptik bir düzlem olduğunu hesaba katmanız gerekir.

Yıldızın gökyüzündeki yolunu izlerseniz, hareket çizgisine ekliptik denir.

Ekliptik yıl boyunca biraz değişir. Aslında yükselir ve düşer. En yüksek nokta yaz gündönümü gününde, en düşük nokta ise altı ay sonra kış gündönümü gününde gerçekleşir. Bu nedenle, gözlem nesnelerinin konumu mevsime bağlı olarak her zaman değişecektir.

Dünyanın dönüşü nedeniyle gökyüzündeki nesnelerin görünür hareketi saatte 15 derecedir.

Venüs, Güneş'ten 5 derece uzakta olana kadar güneş ışığına karşı görünmez, bu nedenle gün batımından sonra veya gün doğumundan önce 20 dakika boyunca gözlemlenemez.

En büyük doğu ve batı uzantısında, Güneş'ten 45 ila 47 derece arasında hareket eder ve 3 saat 8 dakika ileri veya geri hareket eder.

Artık gökyüzünde bir gezegeni nasıl bulacağınızı biliyorsunuz ve gökyüzündeki parlak bir yıldızdan fazlasını görmek için bir teleskopa ihtiyacınız var. Ek olarak, tüm dikkatinizi gözlemlemeye odaklayabilmeniz için bir gezegen filtresi ve bir otomatik izleme teleskopu düzenlenmiştir.

Sabah yıldızı arayışınızda iyi şanslar.

	· · · ·

Napolyon'un bir öğleden sonra Lüksemburg Sarayı'na yaptığı gezi sırasında seyirciler artık ona değil, gündüz gökyüzünde parlayan bir yıldıza baktığında oldukça sinirli ve kızgın olduğu söylenir. Bu harika "yıldız" gezegen Venüs.

Bu gerçekten oluyor. 1750'de ve ayrıca Paris'te Venüs'ün gündüz gökyüzünde göründüğü ve bunun şehir sakinlerini ve çevresini şaşkınlık ve korkuya sürüklediği bilinmektedir. 1799'da, İtalya'nın fethinden dönen General Bonaparte, başının üstünde harika bir göksel elmas da gördü. Belki o zaman "yıldızına" inandı.

Camille Flammarion'un "Popüler Astronomi" adlı kitabı, antik çağda, Truva'dan dönen Aeneas'ın, gün boyunca Venüs'ün zirvesinde parladığını gördüğünü söylüyor.

Ve işte başka bir Fransız astronom olan Francois Arago, “Public Astronomy” kitabında şöyle yazdı: “... 1716'da Londra mafyası görünümü düşündü. Venüs harika bir şey için gün. Bu, Halley'e gezegenin en büyük hacminde göründüğü konumları hesaplamak için bir neden verdi ... "

Venüs için görünürlük koşulları

Ama gerçekten, Venüs'ün görünürlüğü için koşullar nelerdir? Özellikle gündüz? En iyi görüş - akşam veya sabah - Venüs içerideyken. Venüs için maksimum değer 48°'dir (nadir durumlarda 52°). Ancak, her uzamada Venüs gökyüzünde yeterince iyi görünmez. En iyi akşam görünürlüğü Şubat, Mart, Nisan aylarındadır. Batı uzaması sırasında sabah görünürlüğü sonbaharda en iyisidir: Ağustos, Eylül, Ekim. Yılın bu zamanında gündüz gözlemlenir.

“... Sonra cennette bir işaret görünecek, yıldız parlak, kilisenin üzerinde duruyor, bütün gün parlıyor ...” - örneğin Pskov Chronicle'da okuyoruz. 25 Ağustos 1331'de Venüs'tü. O tarihte batı uzantısındaydı, yani bir sabah yıldızıydı ve parlaklığı mümkün olan maksimuma yaklaşıyordu.

Venüs, aşağı kavuşumdan yaklaşık 36 gün önce ve 36 gün sonra en parlak halindedir. Maksimum parlaklıkta, Venüs'ün görünen yıldız büyüklüğü eksi 4,6m ve daha fazlasına ulaşır.

olur ki parlak Venüs'ten, Dünya'daki nesneler gölge verir.

Güneş sistemindeki dokuz gezegenden, Venüs en büyük albedo(yansıma) - 0.77, bu muhtemelen gezegenin karbondioksit atmosferinden kaynaklanmaktadır. Ancak Venüs ayrıca Dünya'nın yaklaşık iki katı kadar güneş ışığı alır. Bu nedenle, Mars'ta bile Venüs, Güneş ve Mars uydularından sonra gökyüzündeki en parlak ışıktır.

Şimdi Venüs'ün evreleri hakkında birkaç söz. Son derece keskin bir görüşe sahip kişilerin, çıplak gözle bile Venüs'ün evrelerini görebildikleri bilinmektedir. Örneğin ünlü matematikçi Gauss'un annesi gibi. Annesini astronomik bir tüpten Venüs'e bakmaya davet etti, eşi görülmemiş bir manzarayla etkilemeyi düşündü: Orak şeklinde Venüs. Ancak kendisinin de şaşırması gerekiyordu.

Kadın sadece neden sadece gözüyle bir yöne çevrilmiş bir orak gördüğünü ve bir teleskopla - diğer tarafta ...

Dolunay evresinde ayın en parlak olduğu bilinmektedir. Ancak Venüs'ün maksimum parlaklığı, yüzeyinin yaklaşık yüzde 30'unun aydınlatıldığı döneme düşer. Bu, en büyük uzama ve alt bağlantı noktasının yaklaşık yarısıdır.

Tüm dizi, tüm evrelerinin döngüsü, Venüs 8 yılda neredeyse tam olarak 5 kez geçer.Astronomik dilde kulağa şöyle geliyor: Venüs'ün 5 sinodik dönüşü 8 yılda yapılır.

Gerçekten: ortalama sinodik Venüs dönemi yaklaşık 584 gün. 5 x 584 = 2920 gün ise. Ve Dünya'nın Güneş etrafındaki devriminin 8 periyodu - 8 x 365.25 = 2922 gün. Bu sadece 2 günlük bir fark! Bu nedenle her 8 yılda bir Venüs'ün görünürlük koşulları hemen hemen aynıdır. Yani her 8 yılda bir Venüs gökyüzünde hemen hemen aynı evrede, hemen hemen aynı yerde belirir.

Gezegenin farklı evrelerdeki çapı aynı değildir: dar bir orak, tam bir diskten çap olarak çok daha büyüktür. Bunun nedeni, farklı aşamalarda gezegenin bizden farklı mesafelerde (108'den 258 milyon kilometreye) çıkarılmasıdır. Dünya'nın hemen yakınında Venüs, bize ışıksız tarafıyla bakıyor, bu yüzden en büyük evresini asla göremiyoruz. Dolu bir disk yalnızca en uzak mesafeden görülebilir. Venüs açısal çapı 40″ ve orak açısal genişliği 10″ olduğunda bizim için en parlak olanıdır. Ardından, dünya gökyüzündeki en parlak yıldız olan Sirius'tan 13 kat daha parlak parlar.

Bu nedenle eski stellerde, mühürlerde, muskalarda Venüs 8 ışınla boyanmıştır. Ve 8 sayısı birçok eski halk tarafından kutsal kabul edildi.

MÖ III binyılın sonunda Babilliler. e. 8 yıllık bir döngüye dayanan bir takvim vardı. "İlkel zamanın 8 büyük tanrısı" Mısırlıları tanıyordu.

Homer's Odyssey'de sekizinci yıldan defalarca bir dönüm noktası olarak bahsedilir ve belirleyici değişiklikler getirir. Yunanistan'da genellikle önemli olayların genellikle sekizinci yılda meydana geldiğine inanılıyordu. Orestes, babasının 8 yıl önce işlediği cinayetin intikamını alır.

Theseus efsanesinin bir versiyonuna göre, Atinalılar her 8 yılda bir canavar Minotaur'a Girit'e korkunç bir haraç gönderdiler.

Trakyalılar, ışık ve sanat tanrısı Apollon'un onuruna düzenlenen festivale “sekiz yıl” adını verdiler. Ve antik Thebes'de, her 8 yılda bir Apollon onuruna bir tatil kutlandı. Eski Aztekler, her 8 yılda bir "su ve ekmek emme" festivali düzenlerdi. Musa'nın yasaları bir gösterge içerir: "Ve sekizinci yılda ekeceksin ..." Listeye devam edilebilir. Ancak bu bile Venüs'ün eski halkların yaşamındaki önemini anlamak için yeterlidir! Venüs, insanın göze çarpan parlaklığı nedeniyle seçtiği "dolaşan yıldızların" ilkiydi.

Ancak, başlangıçta eski halklar “sabah ve akşam yıldızlarını” iki farklı olarak aldılar. Sabah Venüs'ü eski Yunanlılar tarafından Fosfor ve Latinler tarafından Lucifer olarak adlandırıldı, her ikisi de "ışık taşıyan" anlamına geliyordu.

ANCAK akşam Venüs denir - Vesper (Hesper), yani "batı", "akşam".

Modern zamanlarda Vesper kelimesi birçok dilde "akşam namazı" anlamına gelir.