Ortuť sa nazýva „nepolapiteľný“, pretože je ťažké ju pozorovať. Táto planéta, ktorá je najbližšie k Slnku, sa často skrýva vo svojich lúčoch a na našej oblohe sa nepohybuje ďaleko od Slnka - najviac 28 stupňov, pretože obežná dráha Merkúra sa nachádza vo vnútri Zeme. Ortuť je vždy na oblohe, buď v rovnakom súhvezdí ako Slnko, alebo v susednom. Ortuť je zvyčajne viditeľná na pozadí úsvitu a je ťažké ju nájsť na jasnej oblohe. Najpriaznivejší čas na pozorovanie Merkúra prichádza v období, keď je maximálne odstránený zo Slnka na oblohe.

Rakúsko V tých istých dňoch - na hranici súhvezdí Strelec a Kozorožec - je vedľa Venuše viditeľný Merkúr - je tiež jasný (porovnateľný jasom s najjasnejšími hviezdami na oblohe), ale večerné svitanie sa môže javiť ako jasnejšie a bude pravdepodobne možné nájsť Merkúr iba pomocou ďalekohľadu - nájdite Venušu svojim okom, namierte na ňu ďalekohľad a Merkúr bude v rovnakom zornom poli. Toto je pomerne zriedkavá udalosť a musí sa vidieť. Konvergencia Venuše s Merkúrom potrvá do polovice januára 2015.

USA Uhlová vzdialenosť planéty od Slnka sa nazýva predĺženie. Ak je planéta ďaleko od Slnka na východ, je to východné predĺženie, ak na západ, je to západné. S východným predĺžením je Merkúr viditeľný na západe, nízko nad obzorom v lúčoch večerného úsvitu, krátko po západe slnka, a zapadá nejaký čas po ňom. V západnom predĺžení je Merkúr viditeľný ráno na východe na pozadí úsvitu, krátko pred východom slnka. Tento pár je viditeľný aj z územia Ruska. Astronómovia píšu. že by mali byť viditeľné do hodiny a stanovili sa na 15. januára asi o siedmej večer, bude Merkúr v najväčšom východnom predĺžení a bude sa pohybovať od Slnka 19 stupňov. A dni prichádzajúce na tento dátum sú najpriaznivejšie na jeho dodržiavanie. Po západe slnka bude Merkúr takmer dve hodiny nad horizontom. Ako jasná hviezda to bude viditeľné na juhozápade v súhvezdí Kozorožec, nízko nad horizontom. Venuša vám ju ľahko pomôže nájsť. Táto najjasnejšia planéta, ktorá svojou jasnosťou púta pozornosť, svieti večer nad západným horizontom. Jasnou hviezdou napravo od nej je Merkúr.

Japonsko Po 16. januári 2015 sa cesty Venuše a Merkúra na oblohe rozídu. Merkúr sa začne vracať na Slnko a bude popisovať slučku pozdĺž nebeskej sféry a Venuša sa bude aj naďalej vzďaľovať od denného svetla a doba jej viditeľnosti sa bude každým dňom zvyšovať.

Planéta venus

Všeobecné informácie o planéte Venuša. Sestra Zeme

Obr. 1 Venuša. Snímka zariadenia MESSENGER zo 14. januára 2008. Poďakovanie: NASA / Laboratórium aplikovanej fyziky Univerzity Johns Hopkins / Carnegie Institution of Washington

Venuša je druhou planétou od Slnka, veľkosťou, gravitáciou a zložením veľmi podobným našej Zemi. Zároveň je to aj najjasnejší objekt na oblohe po Slnku a Mesiaci, ktorý dosahuje veľkosť -4,4.

Planéta Venuša bola študovaná veľmi dobre, pretože ju navštívilo viac ako tucet kozmických lodí, astronómovia však stále majú nejaké otázky. Tu je iba niekoľko z nich:

Prvá z otázok sa týka rotácie Venuše: jej uhlová rýchlosť je taká, že počas dolnej konjunkcie je Venuša stále otočená k Zemi rovnakou stranou. Dôvody tejto konzistencie medzi rotáciou Venuše a orbitálnym pohybom Zeme zatiaľ nie sú jasné ...

Druhá otázka je zdrojom pohybu atmosféry Venuše, ktorá je spojitým obrovským vírom. Tento pohyb je navyše veľmi silný a vyznačuje sa úžasnou stálosťou. Aké sily vytvárajú atmosférický vír tejto veľkosti nie je známy?

A posledná, tretia otázka - existuje na planéte Venuša život? Faktom je, že v nadmorskej výške niekoľkých desiatok kilometrov v oblačnej vrstve Venuše sú pozorované podmienky, ktoré sú celkom vhodné pre život organizmov: nie príliš vysoká teplota, vhodný tlak atď.

Je potrebné poznamenať, že len pred polstoročím bolo otázok týkajúcich sa Venuše oveľa viac. Astronómovia nevedeli nič o povrchu planéty, nepoznali zloženie jej úžasnej atmosféry, nepoznali vlastnosti jej magnetosféry a oveľa viac. Vedeli však, ako nájsť Venušu na nočnej oblohe, pozorovať jej fázy spojené s pohybom planéty okolo Slnka atď. Prečítajte si, ako vykonávať takéto pozorovania, nižšie.

Pozorovanie planéty Venuša zo Zeme

Obr. 2 Pohľad na planétu Venuša zo Zeme. Poďakovanie: Carol Lakomiak

Keďže Venuša je bližšie k Slnku ako Zem, nikdy sa od nej nezdá príliš vzdialená: maximálny uhol medzi ňou a Slnkom je 47,8 °. Vďaka týmto vlastnostiam polohy na zemskej oblohe dosahuje Venuša maximálneho jasu krátko pred východom slnka alebo nejaký čas po západe slnka. Počas 585 dní sa striedajú obdobia jeho večernej a rannej viditeľnosti: na začiatku obdobia je Venuša viditeľná iba ráno, potom sa po 263 dňoch priblíži veľmi blízko k Slnku a jej jasnosť neumožňuje vidieť planétu 50 dní; potom začína obdobie večernej viditeľnosti Venuše, ktoré trvá 263 dní, až kým planéta opäť na 8 dní nezmizne a nenájde sa medzi Zemou a Slnkom. Potom sa striedanie viditeľnosti opakuje v rovnakom poradí.

Je ľahké rozpoznať planétu Venuša, pretože na nočnej oblohe je to najjasnejšie svietidlo po Slnku a Mesiaci, dosahujúce maximum -4,4 stupňa. Výraznou črtou planéty je jej rovnomerne biela farba.

Obr. 3 Fázová zmena Venuše. Kredit: webová stránka

Pri pozorovaní Venuše aj pri malom ďalekohľade vidno, ako sa mení osvetlenie jej disku v čase, t.j. nastáva fázová zmena, ktorú prvýkrát spozoroval Galileo Galilei v roku 1610. Pri najbližšom priblížení sa k našej planéte zostáva zasvätená iba malá časť Venuše a má podobu tenkého kosáka. Dráha Venuše sa v tejto dobe nachádza v uhle 3,4 ° k obežnej dráhe Zeme, takže zvyčajne prechádza tesne nad alebo tesne pod Slnkom vo vzdialenosti až osemnástich slnečných priemerov.

Ale niekedy nastane situácia, v ktorej sa planéta Venuša nachádza približne na rovnakej línii medzi Slnkom a Zemou a potom môžete vidieť mimoriadne vzácny astronomický jav - prechod Venuše cez disk Slnka, v ktorom má planéta podobu malej tmavej „škvrny“ s priemerom 1/30 Slnka.

Obr. 4 Prechod Venuše cez slnečný disk. Snímka satelitu NASA TRACE zo 6. augusta 2004. Poďakovanie: NASA

Tento jav sa vyskytne približne 4-krát za 243 rokov: najskôr sa pozorujú 2 zimné pasáže s frekvenciou 8 rokov, potom trvá interval 121,5 roka a ďalšie 2, tentoraz letné, pasáže sa vyskytujú s rovnakou frekvenciou 8 rokov. Zimné tranzity Venuše potom môžeme pozorovať až po 105,8 rokoch.

Je potrebné poznamenať, že ak je trvanie 243-ročného cyklu relatívne konštantná hodnota, potom sa frekvencia medzi zimnými a letnými pasážami v ňom mení z dôvodu malých nezrovnalostí v obdobiach návratu planét k bodom spojenia ich dráh.

Takže až do roku 1518 vyzerala vnútorná postupnosť prechodov Venuše ako „8–113,5–121,5“ a pred rokom 546 bolo 8 prechodov, medzi ktorými boli intervaly 121,5 roka. Aktuálna postupnosť zostane do roku 2846, potom bude nahradená inou: „105,5-129,5-8“.

Posledný tranzit planéty Venuša, ktorý trval 6 hodín, bol pozorovaný 8. júna 2004, ďalší sa uskutoční 6. júna 2012. Potom bude nasledovať prestávka, ktorej koniec bude až v decembri 2117.

História prieskumu planéty Venuša

obr. 5 Zrúcanina observatória v meste Chichen Itza (Mexiko). Zdroj: wikipedia.org.

Planéta Venuša bola spolu s Merkúrom, Marsom, Jupiterom a Saturnom stále známa ľuďom z neolitu (novej doby kamennej). Planétu dobre poznali starí Gréci, Egypťania, Číňania, obyvatelia Babylonu a Strednej Ameriky, kmene severnej Austrálie. Ale kvôli zvláštnostiam pozorovania Venuše iba ráno alebo večer sa starí astronómovia domnievali, že vidia úplne odlišné nebeské objekty, preto rannú Venušu nazývali jedným menom a večer druhým. Gréci teda dali večernej Venuši meno Vešpera a ráno - Fosfor. Starí Egypťania dali planéte aj dve mená: Tayoumutiri - ranná Venuša a Oueyte - večerná. Mayskí indiáni nazvali Venušu Noh Ek - „Veľká hviezda“ alebo Xux Ek - „Hviezda vosy“ a boli schopní vypočítať jej synodické obdobie.

Prvými ľuďmi, ktorí pochopili, že ranná a večerná Venuša sú jedna a tá istá planéta, boli grécki Pytagorejci; o niečo neskôr ďalší starogrék Heraklides z Pontu navrhol, aby sa Venuša a Merkúr točili okolo Slnka, nie Zeme. Približne v rovnakom čase dali Gréci planéte meno bohyne lásky a krásy Afrodita.

Ale planéta dostala meno „Venuša“ známe moderným ľuďom od Rimanov, ktorí ho pomenovali podľa patrónky bohyne celého rímskeho ľudu, ktorá v rímskej mytológii zaujímala rovnaké miesto ako grécka Afrodita.

Ako vidíte, starí astronómovia pozorovali iba planétu, pričom súčasne počítali synodické periódy rotácie a zostavovali mapy hviezdnej oblohy. Uskutočnili sa aj pokusy o výpočet vzdialenosti od Zeme po Slnko pomocou pozorovania Venuše. K tomu je potrebné, keď planéta prechádza priamo medzi Slnkom a Zemou, pomocou metódy paralaxy, zmerať nepatrné rozdiely v čase začiatku alebo konca prechodu v dvoch dostatočne vzdialených bodoch našej planéty. Vzdialenosť medzi bodmi sa ďalej používa ako dĺžka základne na určenie vzdialenosti od Slnka a Venuše metódou triangulácie.

Historici nevedia, kedy astronómovia prvýkrát pozorovali prechod planéty Venuša cez disk Slnka, vedia však meno osoby, ktorá prvý predpovedala tento prechod. Bol to nemecký astronóm Johannes Kepler, ktorý predpovedal prechod v roku 1631. V predpovedanom roku však kvôli istej nepresnosti prognózy Keplerian nikto nepozoroval priechod v Európe ...

Obr.6 Jerome Horrocks pozoruje prechod planéty Venuša cez disk Slnka. Zdroj: wikipedia.org.

Ale ďalší astronóm Jerome Horrocks, ktorý objasnil Keplerove výpočty, zistil presné obdobia opakovania týchto pasáží a 4. decembra 1639 z domu v anglickom Mach Hoole mohol osobne vidieť prechod Venuše cez disk Slnka.

Pomocou jednoduchého ďalekohľadu Horrocks premietol slnečný disk na dosku, kde bolo pre oči pozorovateľa bezpečné vidieť všetko, čo sa deje na pozadí slnečného disku. A potom o 15 hodín 15 minút, len pol hodiny pred západom slnka, Horrocks konečne uvidel predpokladaný priechod. Anglický astronóm sa pomocou pozorovaní pokúsil odhadnúť vzdialenosť od Zeme po Slnko, ktorá sa nakoniec ukázala na 95,6 milióna km.

V roku 1667 sa Giovanni Domenico Cassini prvýkrát pokúsil určiť obdobie rotácie Venuše okolo svojej osi. Hodnota, ktorú dostal, bola veľmi vzdialená od skutočnej a bola 23 hodín 21 minút. To bolo spôsobené tým, že Venušu bolo treba pozorovať iba raz denne a iba niekoľko hodín. Nasmeroval svoj ďalekohľad na planétu niekoľko dní a videl stále ten istý obraz. Cassini dospel k záveru, že planéta Venuša urobila okolo svojej osi úplnú revolúciu.

Po pozorovaní Horrocksa a Cassiniho, poznajúc Keplerove výpočty, sa astronómovia po celom svete tešili na ďalšiu príležitosť pozorovať tranzit Venuše. A takáto príležitosť sa im naskytla v roku 1761. Medzi astronómami, ktorí uskutočnili pozorovania, bol aj náš ruský vedec Michail Vasilyevič Lomonosov, ktorý objavil jasný okamih okolo tmavého disku Venuše, keď planéta vstúpila na slnečný disk, aj keď ho opustila. Pozorovaný jav, ktorý bol po ňom neskôr pomenovaný („fenomén Lomonosova“), Lomonosov vysvetlil prítomnosťou atmosféry na Venuši, v ktorej sa lámali slnečné lúče.

O osem rokov neskôr v pozorovaniach pokračovali anglický astronóm William Herschel a nemecký astronóm Johann Schroeter, ktorí opäť „objavili“ venušanskú atmosféru.

V 60. rokoch XIX. Storočia sa astronómovia začali pokúšať zistiť zloženie objavenej atmosféry Venuše a predovšetkým pomocou spektrálnej analýzy určiť prítomnosť kyslíka a vodnej pary v nej. Nenašiel sa však ani kyslík, ani vodná para. O nejaký čas neskôr, už v dvadsiatom storočí, sa obnovili pokusy nájsť „plyny života“: pozorovania a výskum uskutočňovali A. A. Belopolskij v Pulkove (Rusko) a Vesto Melvin Slifer vo Flagstaffe (USA).

V rovnakom XIX storočí. taliansky astronóm Giovanni Schiaparelli sa opäť pokúsil nastoliť obdobie rotácie Venuše okolo svojej osi. Za predpokladu, že cirkulácia Venuše k Slnku je vždy spojená s jej veľmi pomalou rotáciou, nastavil periódu jej rotácie okolo osi na 225 dní, čo bolo o 18 dní menej ako v skutočnosti.

obr. 7 observatórium Mount Wilson. Úver: MWOA

V roku 1923 začali Edison Pettit a Seth Nicholson na observatóriu Mount Wilson na Mount Wilson v Kalifornii (USA) merať teplotu horných oblakov Venuše, čo následne vykonalo veľa vedcov. O 9 rokov neskôr americkí astronómovia W. Adams a T. Denham na rovnakom observatóriu zaznamenali tri pásma v spektre Venuše patriacej oxidu uhličitému (CO 2). Intenzita pásiem nám umožnila dospieť k záveru, že množstvo tohto plynu v atmosfére Venuše je mnohonásobne vyššie ako jeho obsah v atmosfére Zeme. V atmosfére Venuše sa nenašli žiadne ďalšie plyny.

V roku 1955 William Synton a John Strong (USA) namerali teplotu oblačnej vrstvy Venuše, ktorá sa ukázala byť -40 ° С a ešte nižšia v blízkosti pólov planéty.

Okrem Američanov sa štúdiu oblačnej vrstvy druhej planéty od Slnka venovali aj sovietski vedci N. P. Barabashov, V.V. Sharonov a V.I. Ezersky, francúzsky astronóm B. Lyot. Ich štúdie, ako aj teória rozptylu svetla hustou planetárnou atmosférou, ktorú vyvinul Sobolev, naznačili, že veľkosť častíc mračien Venuše je asi jeden mikrometer. Vedci mohli zistiť iba podstatu týchto častíc a podrobnejšie študovať celú hrúbku oblačnej vrstvy Venuše, nielen jej hornú hranicu. A k tomu bolo potrebné vyslať na planétu medziplanetárne stanice, ktoré neskôr vytvorili vedci a inžinieri ZSSR a USA.

Prvá kozmická loď vynesená na planétu Venuša bola „Venus-1“. Táto udalosť sa stala 12. februára 1961. Po nejakom čase však bola komunikácia s kozmickou loďou prerušená a Venera-1 sa dostala na obežnú dráhu slnečného satelitu.

obr. 8 „Venuša-4“. Poďakovanie: NSSDC

obr. 9 „Venuša-5“. Poďakovanie: NSSDC

Aj ďalší pokus bol neúspešný: kozmická loď Venera-2 letela na vzdialenosť 24 tisíc km. z planéty. Iba Venera-3, ktorú vypustil Sovietsky zväz v roku 1965, sa dokázala priblížiť k planéte relatívne blízko a dokonca pristáť na jej povrchu, čo mu uľahčilo špeciálne navrhnuté zostupové vozidlo. Ale kvôli poruche riadiaceho systému stanice neboli prijaté žiadne údaje o Venuši.

O 2 roky neskôr, 12. júna 1967, vyrazila Venera-4 na planétu, ktorá bola vybavená aj zostupovým vozidlom, ktorého účelom bolo štúdium fyzikálnych vlastností a chemického zloženia atmosféry Venuše pomocou 2 odporových teplomerov, barometrického senzora, ionizačného merača hustoty atmosféry a 11 kaziet. analyzátory plynov. Prístroj splnil svoj účel stanovením prítomnosti obrovského množstva oxidu uhličitého, slabého magnetického poľa obklopujúceho planétu a absencie radiačných pásov.

V roku 1969 s intervalom iba 5 dní odišli naraz na Venušu 2 medziplanetárne stanice s poradovými číslami 5 a 6.

Ich vozidlá zostupu vybavené rádiovými vysielačmi, rádiovými výškomermi a iným vedeckým vybavením prenášali informácie o tlaku, teplote, hustote a chemickom zložení atmosféry počas zostupu. Ukázalo sa, že tlak atmosféry Venuše dosahuje 27 atmosfér; nebolo možné zistiť, či by mohla prekročiť uvedenú hodnotu: vozidlá zostupu pre vyšší tlak sa jednoducho nevypočítali. Teplota venušanskej atmosféry sa počas zostupu kozmickej lode pohybovala od 25 ° do 320 ° C. V atmosfére dominoval oxid uhličitý s malým množstvom dusíka, kyslíka a s prímesou vodnej pary.

obr. 10 „Mariner-2“. Poďakovanie: NASA / JPL

Okrem kozmickej lode Sovietskeho zväzu sa americké kozmické lode série Mariner zaoberali štúdiom planéty Venuša, prvá z nich s poradovým číslom 2 (pri štarte havarovala č. 1) preletela okolo planéty v decembri 1962 a určila jej povrchovú teplotu. Podobne ďalšia americká kozmická loď Mariner 5 preskúmala Venušu pri prelete okolo planéty v roku 1967. Uskutočnenie svojho programu piateho podľa čísla „Mariner“ potvrdilo prevalenciu oxidu uhličitého v atmosfére Venuše, zistilo sa, že tlak v hrúbke tejto atmosféry môže dosiahnuť 100 atmosfér a teplota - 400 ° C.

Je potrebné poznamenať, že štúdium planéty Venuša v 60. rokoch. prišli zo Zeme. Americkí a sovietski astronómovia teda pomocou radarových metód zistili, že rotácia Venuše je opačná a doba rotácie Venuše je ~ 243 dní.

15. decembra 1970 sa kozmická loď Venera-7 najskôr dostala na povrch planéty a po tom, čo na nej pracovala 23 minút, prenášala údaje o zložení atmosféry, teplote jej rôznych vrstiev a tlaku, ktoré sa podľa výsledkov meraní rovnali 90 atmosférám.

O rok a pol neskôr, v júli 1972, pristála na povrchu Venuše ďalšia sovietska kozmická loď.

Pomocou vedeckého zariadenia nainštalovaného na zostupovom vozidle sa zmeralo osvetlenie na povrchu Venuše, ktoré sa rovnalo 350 ± 150 luxov (ako na Zemi v zamračený deň), a hustota povrchových hornín sa rovnala 1,4 g / cm3. Zistilo sa, že mraky Venuše ležia v nadmorskej výške 48 až 70 km, majú vrstevnatú štruktúru a pozostávajú z kvapiek 80% kyseliny sírovej.

Vo februári 1974 preletel Mariner-10 okolo Venuše a 8 dní fotografoval jej oblačnosť, aby mohol študovať dynamiku atmosféry. Na základe získaných snímok bolo možné určiť periódu rotácie vrstvy mračien Venuše rovnú 4 dňom. Ukázalo sa tiež, že k tejto rotácii dochádza v smere hodinových ručičiek pri pohľade zo severného pólu planéty.

obr.11 Zostupové vozidlo Venera-10. Poďakovanie: NSSDC

O niekoľko mesiacov neskôr, v októbri 74., pristáli na povrch Venuše sovietske kozmické lode s poradovými číslami 9 a 10. Po pristátí vo vzdialenosti 2200 km od seba preniesli na Zem prvé panorámy povrchu v miestach pristátia. V priebehu jednej hodiny dopravili zostupové vozidlá vedecké informácie z povrchu do kozmických lodí, ktoré sa preniesli na obežné dráhy umelých satelitov Venuše a preniesli ich na Zem.

Je potrebné poznamenať, že po preletoch „Venuše-9 a 10“ Sovietsky zväz vypustil všetky kozmické lode tejto série vo dvojiciach: najskôr bola jedna planéta vyslaná na planétu, potom s minimálnym časovým intervalom - druhá.

V septembri 1978 sa teda Venera-11 a Venera-12 vydali na Venušu. 25. decembra toho istého roku sa ich vozidlá zostupu dostali na povrch planéty, urobili množstvo fotografií a niektoré z nich preniesli na Zem. Čiastočne preto, že jedno zo zjazdových vozidiel neotvorilo kryty ochrannej komory.

Počas zostupu kozmickej lode boli v atmosfére Venuše zaznamenané elektrické výboje, ktoré boli mimoriadne silné a časté. Jedno zo zariadení teda detekovalo 25 výbojov za sekundu, druhé - asi tisíc a jeden z hromových klopení trval 15 minút. Podľa astronómov boli elektrické výboje spojené s aktívnou sopečnou činnosťou v miestach zostupu kozmických lodí.

Približne v rovnakom čase už štúdiu Venuše uskutočňovala kozmická loď americkej série - „Pioneer-Venera-1“, ktorá bola uvedená na trh 20. mája 1978.

Keď 4. decembra vstúpil na 24-hodinovú eliptickú dráhu okolo planéty, prístroj po dobu jedného a pol roka uskutočňoval radarové mapovanie povrchu, študoval magnetosféru, ionosféru a štruktúru mrakov Venuše.

Obr.12 „Pioneer-Venus-1“. Poďakovanie: NSSDC

Po prvom „priekopníkovi“ sa druhý vydal na Venušu. Stalo sa to 8. augusta 1978. 16. novembra sa od vozidla oddelilo prvé a najväčšie z vozidiel zostupu, o 4 dni neskôr sa oddelili 3 ďalšie vozidlá zostupu. 9. decembra vstúpili všetky štyri moduly do atmosféry planéty.

Na základe výsledkov štúdie vozidiel zostupu Pioneer-Venera-2 bolo určené zloženie atmosféry Venuše, na základe čoho sa zistilo, že koncentrácia argónu-36 a argónu-38 v ňom je 50 - 500-krát vyššia ako koncentrácia týchto plynov v zemskej atmosfére. Atmosféra je zložená predovšetkým z oxidu uhličitého s malým množstvom dusíka a iných plynov. Pod samotnými mrakmi planéty sa našli stopy vodnej pary a vyššia ako predpokladaná koncentrácia molekulárneho kyslíka.

Samotná cloudová vrstva, ako sa ukázalo, pozostáva z najmenej 3 presne definovaných vrstiev.

Horná, ktorá leží v nadmorskej výške 65 - 70 km, obsahuje kvapky koncentrovanej kyseliny sírovej. Ďalšie 2 vrstvy majú približne rovnaké zloženie, len s tým rozdielom, že väčšie častice síry prevládajú v najnižšej z vrstiev. Vo výškach pod 30 km. Atmosféra Venuše je pomerne priehľadná.

Počas zostupu prístroje vykonávali merania teploty, ktoré potvrdili kolosálny skleníkový efekt vládnuci na Venuši. Takže ak vo výškach asi 100 km bola teplota -93 ° C, potom na hornej hranici oblačnosti bolo -40 ° C, a potom sa naďalej zvyšovala a na samotnom povrchu dosahovala 470 ° C ...

V októbri až novembri 1981 s intervalom 5 dní vyrazili „Venera-13“ a „Venera-14“, ktorých vozidlá zostupu sa v marci, už na 82., dostali na povrch planéty a prenášali na Zem panoramatické snímky miest pristátia. na ktorých bolo viditeľné žltozelené venušanské nebo a po preskúmaní zloženia venušanskej pôdy, v ktorej našli: oxid kremičitý (až 50% z celkovej hmotnosti pôdy), kamenec hlinitý (16%), oxidy horečnaté (11%), železo, vápnik a ďalšie prvkov. Okrem toho pomocou zariadenia na záznam zvuku nainštalovaného na planéte Venera-13 vedci po prvýkrát počuli zvuky inej planéty, konkrétne hrom.

obr.13 Povrch planéty Venuša. Snímka kozmickej lode Venera-13 z 1. marca 1982. Poďakovanie: NSSDC

2. júna 1983 sa AMS (automatická medziplanetárna stanica) „Venera-15“ vydala na planétu Venuša, ktorá 10. októbra toho istého roku vstúpila na polárnu dráhu okolo planéty. 14. októbra bola Venera-16 vynesená na obežnú dráhu, ktorá bola vynesená o 5 dní neskôr. Obe stanice boli navrhnuté tak, aby preskúmali venušanský reliéf pomocou radarov na palube. Keď stanice spolupracovali viac ako osem mesiacov, získali obraz povrchu planéty na obrovskej ploche: od severného pólu po ~ 30 ° severnej šírky. V dôsledku spracovania týchto údajov bola zostavená podrobná mapa severnej pologule Venuše na 27 listoch a bol zverejnený prvý atlas reliéfu planéty, ktorý však zaberal iba 25% jej povrchu. Na základe materiálov z prieskumov kozmických lodí vytvorili sovietski a americkí kartografi v rámci prvého medzinárodného projektu mimozemskej kartografie, ktorý sa konal pod záštitou Akadémie vied a NASA, sériu troch prieskumných máp severnej Venuše. Prezentácia tejto série máp s názvom „Magellan Flight Planning Kit“ sa uskutočnila v lete 1989 na Medzinárodnom geologickom kongrese vo Washingtone.

Obr.14 Zostupový modul AMC "Vega-2". Poďakovanie: NSSDC

Po Venuši pokračovalo v štúdiu planéty sovietsky AMS série Vega. Boli to dve vozidlá: „Vega-1“ a „Vega-2“, ktoré s rozdielom 6 dní vystúpili na Venušu v roku 1984. O šesť mesiacov neskôr sa vozidlá priblížili k planéte, potom sa od nich oddelili zostupové moduly, ktoré sa po vstupe do atmosféry rozdelili tiež na pristávacie moduly a balónové sondy.

2 balónové sondy sa po naplnení škrupín padáka héliom vznášali vo výške asi 54 km v rôznych hemisférach planéty a prenášali údaje dva dni, pričom za túto dobu nalietali asi 12 000 km. Priemerná rýchlosť, akou sondy leteli touto cestou, bola 250 km / h, čomu napomáhala silná globálna rotácia atmosféry Venuše.

Dáta zo sond ukázali prítomnosť veľmi aktívnych procesov v oblačnej vrstve, charakterizovaných silnými vzostupnými a zostupnými prúdmi.

Keď sonda „Vega-2“ letela v oblasti Afrodity cez vrchol s výškou 5 km, spadol do vzduchového otvoru a prudko klesol o 1,5 km. Obe sondy detekovali aj výboje blesku.

Lander vykonal štúdiu oblačnej vrstvy a chemického zloženia atmosféry pri ich zostupe, potom po mäkkom pristátí na Rusalskej nížine začali analyzovať pôdu meraním röntgenových fluorescenčných spektier. V oboch bodoch, kde moduly pristáli, našli horniny s relatívne nízkou koncentráciou prírodných rádioaktívnych prvkov.

V roku 1990 preleteli kozmické lode Galileo (Galileo) v priebehu gravitačných asistenčných manévrov okolo Venuše, z ktorej bol odobratý infračervený spektrometer NIMS, v dôsledku čoho sa ukázalo, že pri vlnových dĺžkach 1,1, 1,18 a 1, Signál 02 µm koreluje s topografiou povrchu, to znamená, že pre zodpovedajúce frekvencie existujú „okná“, cez ktoré je viditeľný povrch planéty.

obr.15 Naloženie medziplanetárnej stanice „Magellan“ do nákladného priestoru kozmickej lode „Atlantis“. Poďakovanie: JPL

O rok skôr, 4. mája 1989, sa medziplanetárna stanica Magellan agentúry NASA vydala na planétu Venuša, ktorá, keďže pracovala do októbra 1994, dostala fotografie takmer celého povrchu planéty a súčasne uskutočnila množstvo experimentov.

Prieskum sa uskutočňoval do septembra 1992 a pokrýval 98% povrchu planéty. Po vstupe na predĺženú polárnu obežnú dráhu okolo Venuše v auguste 1990 s výškami od 295 do 8500 km a obežnou dobou 195 minút kozmická loď pri každom priblížení k planéte mapovala úzky pás široký 17 až 28 km a dlhý asi 70 tisíc km. Celkovo bolo takýchto kapiel 1800.

Pretože Magellan opakovane natáčal mnoho oblastí z rôznych uhlov, čo umožnilo zostaviť trojrozmerný model povrchu a preskúmať možné zmeny v krajine. Stereo obraz bol získaný pre 22% povrchu Venuše. Okrem toho zostavili: mapu výšok povrchu Venuše, získanú pomocou výškomeru (výškomer) a mapu elektrickej vodivosti jej hornín.

Podľa výsledkov snímok, na ktorých sa dali ľahko rozlíšiť detaily až do veľkosti 500 m, sa zistilo, že povrch planéty Venuša zaberajú predovšetkým kopcovité pláne a na geologické pomery je pomerne mladý - asi 800 miliónov rokov. Na povrchu je pomerne málo kráterov meteoritov, ale často sa nájdu stopy po sopečnej činnosti.

Od septembra 1992 do mája 1993 Magellan študoval gravitačné pole Venuše. V tomto období nerealizoval povrchový radar, ale vysielal na Zem stály rádiový signál. Zmenou frekvencie signálu bolo možné určiť najmenšie zmeny rýchlosti vozidla (tzv. Dopplerov jav), ktoré umožnili odhaliť všetky znaky gravitačného poľa planéty.

V máji začal „Magellan“ prvý experiment: praktické využitie technológie atmosférického brzdenia na objasnenie predtým získaných informácií o gravitačnom poli Venuše. Za týmto účelom bol jeho dolný orbitálny bod mierne znížený, takže sa zariadenie dotklo hornej atmosféry a bez potreby paliva zmenilo parametre obežnej dráhy. V auguste prebiehala obežná dráha „Magellan“ v nadmorských výškach 180 - 540 km s periódou 94 minút. Na základe výsledkov všetkých meraní bola zostavená „gravitačná mapa“, ktorá pokrýva 95% povrchu Venuše.

Nakoniec sa v septembri 1994 uskutočnil posledný pokus, ktorého účelom bolo štúdium horných vrstiev atmosféry. Solárne panely plavidla boli rozmiestnené ako lopatky veterného mlyna a Magellanova obežná dráha bola znížená. To umožnilo získať informácie o správaní molekúl v najvyšších vrstvách atmosféry. 11. októbra bola obežná dráha naposledy znížená a 12. októbra pri vstupe do hustých vrstiev atmosféry sa prerušila komunikácia so zariadením.

Počas svojej práce „Magellan“ vykonal niekoľko tisíc obežných dráh okolo Venuše, trikrát filmoval planétu pomocou bočne vyzerajúcich radarov.

Obr.16 Valcová mapa povrchu planéty Venuša, zostavená zo snímok medziplanetárnej stanice „Magellan“. Poďakovanie: NASA / JPL

Po prelete „Magellana“ dlhých 11 rokov v histórii štúdia Venuše kozmickými loďami došlo k prestávke. Medziplanetárny výskumný program Sovietskeho zväzu bol obmedzený, Američania prešli na iné planéty, predovšetkým na plynné giganty: Jupiter a Saturn. A až 9. novembra 2005 Európska vesmírna agentúra (ESA) vyslala do Venuše novú vesmírnu loď Venus Express vytvorenú na rovnakej platforme ako Mars Express, ktorá bola uvedená na trh pred 2 rokmi.

obr. 17 Venus Express. Poďakovanie: ESA

5 mesiacov po štarte, 11. apríla 2006, zariadenie dorazilo na planétu Venuša, čoskoro vstúpilo na vysoko pretiahnutú eliptickú dráhu a stalo sa jej umelým satelitom. V najvzdialenejšom bode obežnej dráhy od stredu planéty (apocentra) išiel Venus Express 220-tisíc kilometrov od Venuše a v najbližšom (pericentre) prechádzal vo výške iba 250 kilometrov od povrchu planéty.

Po chvíli sa vďaka jemným orbitálnym korekciám periapsa Venus Express znížila ešte nižšie, čo umožnilo vozidlu vstúpiť do najvyšších vrstiev atmosféry, a v dôsledku aerodynamického trenia znova a znova mierne, ale isto spomalilo rýchlosť, aby sa znížila výška apocentra. Výsledkom bolo, že parametre obežnej dráhy, ktoré sa stali cirkumpolárnymi, získali nasledujúce parametre: výška apocentra je 66 000 kilometrov, výška pericentra 250 kilometrov a obežná doba prístroja je 24 hodín.

Parametre blízkej polárnej pracovnej dráhy „Venus Express“ neboli vybrané náhodou: teda doba cirkulácie 24 hodín je vhodná pre pravidelnú komunikáciu so Zemou: keď sa priblíži k planéte, zariadenie zhromažďuje vedecké informácie a po vzdialení od nej vykoná 8-hodinovú komunikačnú reláciu vysielajúcu jedenkrát predtým 250 MB informácií. Ďalším dôležitým znakom obežnej dráhy je jej kolmosť na rovník Venuše, a preto má zariadenie schopnosť podrobne preskúmať polárne oblasti planéty.

Pri vstupe na blízku polárnu obežnú dráhu sa prístroju stala nepríjemná nepríjemnosť: spektrometer PFS, určený na štúdium chemického zloženia atmosféry, bol nefunkčný, respektíve vypnutý. Ako sa ukázalo, došlo k zaseknutiu zrkadla, ktoré malo prepnúť „pohľad“ zariadenia z referenčného zdroja (na palube sondy) na planétu. Po niekoľkých pokusoch o poruchu sa podarilo inžinierom otočiť zrkadlo o 30 stupňov, čo však nestačilo na to, aby zariadenie fungovalo, a nakoniec sa muselo vypnúť.

12. apríla zariadenie najskôr vyfotografovalo predtým nefotografovaný južný pól Venuše. Tieto prvé fotografie, urobené pomocou spektrometra VIRTIS z nadmorskej výšky 206 452 kilometrov nad povrchom, odhalili tmavý lievik, podobný podobnému útvaru nad severným pólom planéty.

obr. 18 Mraky nad povrchom Venuše. Poďakovanie: ESA

24. apríla urobila kamera VMC sériu ultrafialových snímok oblačnosti Venuše, ktorá je spojená s významnou - 50 percentnou absorpciou tohto žiarenia v atmosfére planéty. Po prichytení k mriežke sa získal mozaikový obraz pokrývajúci značnú oblasť oblakov. Analýza tohto obrázku odhalila nízko kontrastné pásky, ktoré vznikli pôsobením silného vetra.

Mesiac po prílete - 6. mája o 23 hodín 49 minútach moskovského času (19:49 UTC) vstúpila spoločnosť Venus Express na svoju stálu pracovnú obežnú dráhu s orbitálnou dobou 18 hodín.

29. mája stanica uskutočnila infračervený prieskum južnej polárnej oblasti a zistila vír veľmi neočakávaného tvaru: s dvoma „zónami pokoja“, ktoré sú navzájom zložito spojené. Po podrobnejšom štúdiu obrazu vedci dospeli k záveru, že pred nimi sú 2 rôzne štruktúry ležiace v rôznych výškach. Ako stabilný je tento atmosférický útvar zatiaľ nie je jasný.

29. júla spoločnosť VIRTIS urobila 3 snímky atmosféry Venuše, z ktorých bola vytvorená mozaika znázorňujúca jej zložitú štruktúru. Fotografie boli snímané v intervale asi 30 minút a na hraniciach sa nápadne nezhodovali, čo naznačuje vysokú dynamiku venušanskej atmosféry spojenú s víchricami hurikánov vanúcimi rýchlosťou viac ako 100 m / s.

Ďalší spektrometer nainštalovaný na Venus Express, SPICAV, zistil, že mraky vo Venušanskej atmosfére môžu stúpať až do 90 kilometrov v podobe hustej hmly a až 105 kilometrov, ale v podobe priehľadnejšieho oparu. Predtým iné kozmické lode zaznamenávali oblaky iba do výšky 65 kilometrov nad povrchom.

Vedci navyše pomocou jednotky SOIR ako súčasti spektrometra SPICAV objavili „ťažkú“ vodu v atmosfére Venuše, ktorá obsahuje atómy ťažkého izotopu vodíka - deutéria. Bežná voda v atmosfére planéty stačí na pokrytie celého jej povrchu 3-centimetrovou vrstvou.

Mimochodom, ak poznáte percento „ťažkej vody“ na obvyklú, môžete odhadnúť dynamiku vodnej bilancie Venuše v minulosti a súčasnosti. Na základe týchto údajov sa predpokladalo, že v minulosti mohol na planéte existovať oceán s hĺbkou niekoľko sto metrov.

Ďalší dôležitý vedecký prístroj nainštalovaný na prístroji Venera Express, plazmový analyzátor ASPERA, zaznamenal vysokú rýchlosť úniku látok z atmosféry Venuše a tiež sledoval dráhy ďalších častíc, najmä iónov hélia, ktoré sú slnečného pôvodu.

Program „Venera Express“ funguje doteraz, aj keď odhadovaná doba misie prístroja priamo na planéte bola 486 pozemských dní. Misia sa ale mohla predĺžiť, pokiaľ to zdroje stanice dovolia, na rovnaké časové obdobie, ktoré sa zjavne stalo.

V súčasnosti Rusko už vyvíja zásadne novú kozmickú loď - medziplanetárnu stanicu Venera-D, určenú na podrobné štúdium atmosféry a povrchu Venuše. Očakáva sa, že stanica bude schopná fungovať na povrchu planéty 30 dní, možno aj viac.

Na druhej strane oceánu, v Spojených štátoch, začala na žiadosť NASA spoločnosť Global Aerospace tiež nedávno vyvíjať projekt na prieskum Venuše pomocou balóna, tzv. „Riadený robot na letecký prieskum“ alebo DARE.

Je predpoklad, že balón DARE s priemerom 10 m poletí v oblačnej vrstve planéty vo výške 55 km. Nadmorskú výšku a smer DARE bude riadiť stratoplane, ktorý vyzerá ako malé lietadlo.

Na kábli pod balónom bude umiestnená gondola s televíznymi kamerami a niekoľko desiatok malých sond, ktoré budú spúšťané na povrch v záujmových oblastiach na pozorovanie a štúdium chemického zloženia rôznych geologických štruktúr na povrchu planéty. Tieto oblasti sa vyberú na základe podrobného prieskumu oblasti.

Trvanie misie balóna je od šiestich mesiacov do roka.

Orbitálny pohyb a rotácia Venuše

Obr. 19 Vzdialenosť od suchozemských planét k Slnku. Poďakovanie: Lunárny a planetárny inštitút

Planéta Venuša sa pohybuje okolo Slnka v tesnej blízkosti kruhovej obežnej dráhy naklonenej k rovine ekliptiky v uhle 3 ° 23 „39“. Excentricita venušianskej dráhy je najmenšia v slnečnej sústave a je iba 0,0068. Preto vzdialenosť planéty od Slnka vždy zostáva približne rovnaká, predstavuje 108,21 milióna km. Vzdialenosť medzi Venušou a Zemou sa však líši a pohybuje sa v širokých medziach: od 38 do 258 miliónov km.

Na svojej obežnej dráhe, ktorá sa nachádza medzi dráhami Merkúra a Zeme, sa planéta Venuša pohybuje priemernou rýchlosťou 34,99 km / s a \u200b\u200bhviezdnym obdobím 224,7 pozemských dní.

Venuša sa otáča okolo svojej osi oveľa pomalšie ako na obežnej dráhe: Zem má čas otočiť sa 243-krát a Venuša iba 1. doba jeho rotácie okolo svojej osi je 243,0183 pozemských dní.

Navyše k tejto rotácii nedochádza zo západu na východ, tak ako na všetky ostatné planéty, okrem Uránu, ale z východu na západ.

Opačná rotácia planéty Venuša vedie k tomu, že deň na nej trvá 58 pozemských dní, trvá rovnaká noc a trvanie venušanských dní je 116,8 pozemských dní, takže počas venušanského roku môžete vidieť iba 2 východy a 2 sady Slnka a východ sa vyskytnú na západe a na východe.

Rýchlosť rotácie pevného telesa Venuše možno s istotou určiť iba radarom, pretože súvislá oblačnosť zakrývala svoj povrch pred pozorovateľom. Prvýkrát bol radarový odraz od Venuše získaný v roku 1957 a najskôr boli do Venuše vysielané rádiové impulzy na meranie vzdialenosti s cieľom spresniť astronomickú jednotku.

V 80. rokoch začali USA a ZSSR skúmať šírenie odrazeného impulzu vo frekvencii („spektrum odrazeného impulzu“) a časové oneskorenie. Frekvenčné rozmazanie sa vysvetľuje rotáciou planéty (Dopplerov jav), pretiahnutím v čase - rôznymi vzdialenosťami k stredu a okrajom disku. Tieto štúdie sa uskutočňovali hlavne na rádiových vlnách v rozsahu decimetrov.

Okrem toho, že rotácia Venuše je obrátená, má ešte jednu veľmi zaujímavú vlastnosť. Uhlová rýchlosť tejto rotácie (2,99 10 -7 rad / s) je taká, že počas dolnej konjunkcie je Venuša neustále otočená k Zemi rovnakou stranou. Dôvody tejto konzistencie medzi rotáciou Venuše a orbitálnym pohybom Zeme zatiaľ nie sú jasné ...

A na záver povedzme, že sklon rovníkovej roviny Venuše k rovine jej obežnej dráhy nepresahuje 3 °, a preto sú sezónne zmeny na planéte zanedbateľné a neexistujú vôbec žiadne ročné obdobia.

Vnútorná štruktúra planéty Venuša

Priemerná hustota Venuše je jednou z najvyšších v slnečnej sústave: 5,24 g / cm 3, čo je len o 0,27 g menej ako hustota Zeme. Hmotnosti a objemy oboch planét sú tiež veľmi podobné, s tým rozdielom, že Zem má o niečo viac parametrov: hmotnosť je 1,2-násobná, objem je 1,15-násobný.

obr.20 Vnútorná štruktúra planéty Venuša. Poďakovanie: NASA

Na základe uvažovaných parametrov oboch planét môžeme konštatovať, že ich vnútorná štruktúra je podobná. Skutočne: Venuša sa rovnako ako Zem skladá z 3 vrstiev: kôry, plášťa a jadra.

Najvyššia vrstva je Venušanská kôra, hrubá asi 16 km. Kôra pozostáva z čadičov s nízkou hustotou - asi 2,7 g / cm 3 a vznikla v dôsledku vyliatia lávy na povrch planéty. To je pravdepodobne dôvod, prečo má Venušanská kôra relatívne malý geologický vek - asi 500 miliónov rokov. Podľa niektorých vedcov proces vyliatia lávových prúdov na povrch Venuše nastáva s určitou periodicitou: po prvé, látka v plášti sa v dôsledku rozpadu rádioaktívnych prvkov zahreje: konvekčné toky alebo oblaky lámu kôru planéty a vytvárajú jedinečné povrchové detaily - tesseru. Po dosiahnutí určitej teploty sa lávové prúdy dostávajú na povrch a pokrývajú takmer celú planétu vrstvou čadičov. Vylievanie bazaltov sa vyskytovalo opakovane a počas období pokojnej vulkanickej činnosti boli lávové pláne podrobené naťahovaniu v dôsledku ochladenia a potom sa vytvorili pásy venušanských puklín a hrebeňov. Asi pred 500 miliónmi rokov sa zdalo, že procesy v hornom plášti Venuše utíchli, pravdepodobne v dôsledku vyčerpania vnútorného tepla.

Pod planetárnou kôrou leží druhá vrstva - plášť, ktorý siaha do hĺbky asi 3300 km po hranicu so železným jadrom. Podľa všetkého sa plášť Venuše skladá z dvoch vrstiev: pevného spodného plášťa a čiastočne roztavenej hornej.

Jadro Venuše, ktorej hmotnosť predstavuje asi štvrtinu celej hmotnosti planéty a hustota je 14 g / cm 3, je pevné alebo čiastočne roztavené. Tento predpoklad bol urobený na základe štúdia magnetického poľa planéty, ktoré jednoducho neexistuje. A keďže neexistuje magnetické pole, potom neexistuje žiadny zdroj, ktorý toto magnetické pole generuje, t.j. v železnom jadre nedochádza k pohybu nabitých častíc (konvektívne toky), preto k pohybu hmoty v jadre nedochádza. Je pravda, že magnetické pole nemusí byť generované kvôli pomalej rotácii planéty ...

Povrch planéty Venuša

Tvar planéty Venuša je takmer sférický. Presnejšie to môže predstavovať trojosový elipsoid, v ktorom je polárna kompresia o dva rády menšia ako na Zemi.

V rovníkovej rovine je poloosa Venušinho elipsoidu 6052,02 ± 0,1 km a 6050,99 ± 0,14 km. Polárna semiaxis je 6051,54 ± 0,1 km. Ak poznáte tieto rozmery, môžete vypočítať povrch Venuše - 460 miliónov km 2.

obr. 21 Porovnanie planét slnečnej sústavy. Kredit: webová stránka

Údaje o rozmeroch tuhého tela Venuše sa získali pomocou rádiových interferenčných metód a spresnili sa pomocou rádiových výškomerov a meraní trajektórie, keď bola planéta na dosah kozmických lodí.

obr.22 Oblasť Estla na Venuši. V diaľke je viditeľná vysoká sopka. Poďakovanie: NASA / JPL

Väčšinu povrchu Venuše zaberajú roviny (až 85% celkovej plochy planéty), medzi ktorými dominujú hladké, mierne komplikované sieťou úzkych vinutých mierne sa zvažujúcich hrebeňov čadičové pláne. Oveľa menšiu plochu ako hladké pláne zaberajú laločnaté alebo kopcovité pláne (až 10% povrchu Venuše). Typické pre ne sú výbežky v tvare jazyka, ako napríklad čepele, ktoré sa líšia rádiovým jasom, čo možno interpretovať ako rozsiahle lávové pláty nízkoviskóznych čadičov, ako aj početné kužele a kupoly s priemerom 5 - 10 km, niekedy s krátermi na vrchoch. Na Venuši sú aj úseky rovín, husto pokryté trhlinami alebo prakticky nerušené tektonickými deformáciami.

obr. 23 Súostrovie Ištar. Poďakovanie: NASA / JPL / USGS

Okrem rovín na povrchu Venuše boli objavené tri obrovské vyvýšené oblasti, ktoré sú pomenované po pozemských bohyniach lásky.

Jednou z takýchto oblastí, súostrovie Ištar, je rozsiahla hornatá oblasť na severnej pologuli, ktorá sa veľkosťou porovnáva s Austráliou. V strede súostrovia leží sopečná plošina Lakšmí, ktorá je dvojnásobkom oblasti pozemského Tibetu. Zo západu je náhorná plošina ohraničená pohorím Akna, zo severozápadu - pohorím Freya do výšky 7 km a z juhu - zloženými horami Danu a rímsami Vesta a Ut s celkovým poklesom do 3 km alebo viac. Východná časť náhornej plošiny sa „rúti“ do najvyššieho horského systému Venuše - pohoria Maxwell, pomenovaného podľa anglického fyzika Jamesa Maxwella. Centrálna časť pohoria stúpa o 7 km a jednotlivé vrcholy pohorí nachádzajúce sa v blízkosti nultého poludníka (63 ° severnej šírky a 2,5 ° východnej dĺžky) stúpajú do výšok 10,81–11,6 km, čo je o 15 km viac ako hlboký venušanský priekop, ktorý leží blízko rovníka.

Ďalšou vyvýšenou oblasťou je súostrovie Aphrodite, ktoré sa rozprestiera pozdĺž Venušanského rovníka a má ešte väčšiu rozlohu: 41 miliónov km 2, aj keď sú tu nižšie nadmorské výšky.

Toto rozsiahle územie, ktoré sa nachádza v rovníkovej oblasti Venuše a tiahne sa 18 000 km, pokrýva zemepisné dĺžky od 60 ° do 210 °. Rozprestiera sa od 10 ° s. Š. do 45 ° j viac ako 5 tisíc km a jeho východný koniec - oblasť Atla - sa rozprestiera až na 30 ° s. š.

Treťou vyvýšenou oblasťou Venuše je zem Lada, ktorá leží na južnej pologuli planéty a je oproti súostroviu Ištar. Jedná sa o pomerne rovinatú oblasť, ktorej priemerná výška povrchu sa blíži k 1 km a maxima (niečo viac ako 3 km) sa dosahuje v korune Quetzalpetlatl s priemerom 780 km.

obr.24 Tessera Ba "het. Poďakovanie: NASA / JPL

Okrem týchto vyvýšených oblastí, ktoré sa kvôli svojej rozlohe a výškam nazývajú „krajiny“, vynikajú na povrchu Venuše aj ďalšie, menej rozsiahle. Napríklad napríklad tesserae (z gréčtiny - dlaždice), čo sú vrchy alebo vrchoviny s veľkosťou od stoviek do tisícov kilometrov, ktorých povrch križujú rôzne smery sústavy stupňovitých hrebeňov a koryt, ktoré ich oddeľujú, tvorené rojmi tektonických porúch.

Hrebene alebo hrebene v tessere môžu byť lineárne a predĺžené: až do stoviek kilometrov. A môžu byť ostré alebo naopak zaoblené, niekedy s plochou vrchnou plochou ohraničenou zvislými rímsami, ktoré v pozemských podmienkach pripomínajú kombináciu páskových uchytávačov a horstov. Hrebene často pripomínajú pokrčený film zmrznutého želé alebo povrazových láv z havajských čadičov. Výška hrebeňov môže byť až 2 km a ríms - až 1 km.

Priekopy oddeľujúce hrebene siahajú ďaleko za vysočinu a tiahnu sa tisíce kilometrov naprieč rozsiahlymi venušanskými nížinami. Z hľadiska topografie a morfológie sú podobné prielomovým pásmam Zeme a zdá sa, že majú rovnakú povahu.

Samotný vznik tesser je spojený s opakovanými tektonickými pohybmi horných vrstiev Venuše, sprevádzanými kontrakciami, rozťahmi, rozštiepeniami, vzostupmi a pádmi rôznych častí povrchu.

Toto, musím povedať, sú najstaršie geologické útvary na povrchu planéty, a preto sú im prisudzované aj názvy: na počesť bohýň spojených s časom a osudom. Teda veľká vrchovina, tiahnúca sa 3 000 km neďaleko severného pólu, sa nazýva tessera šťastia, na juh od nej tessera Laima, ktorá nesie meno lotyšskej bohyne šťastia a osudu.

Spolu s pevninami alebo kontinentmi zaberajú tessery mierne viac ako 8,3% územia planéty, t.j. presne 10-krát menšia plocha ako na rovinách a možno aj založenie významného, \u200b\u200bak nie celého územia rovín. Zvyšných 12% územia Venuše zaberá 10 druhov reliéfu: koruny, tektonické zlomy a kaňony, vulkanické kupoly, „pavúkovce“, tajomné kanály (ryhy, ryhy), hrebene, krátery, patre, krátery s tmavými parabolami, kopce. Zvážme každý z týchto prvkov reliéfu podrobnejšie.

Obr. 25 Koruna je jedinečný detail reliéfu na Venuši. Poďakovanie: NASA / JPL

Koruny, ktoré sú spolu s tesserami jedinečnými detailmi reliéfu povrchu Venuše, sú veľké vulkanické priehlbiny oválneho alebo okrúhleho tvaru so zvýšenou strednou časťou, obklopené valmi, vyvýšeninami a priehlbinami. Strednú časť korún zaberá rozľahlá intermontánna plošina, z ktorej sa v prstencoch rozprestierajú pohoria, často týčiace sa nad strednou časťou plošiny. Rámovanie koruniek prsteňov je zvyčajne neúplné.

Podľa výsledkov výskumu kozmických lodí bolo na planéte Venuša objavených niekoľko stoviek. Koruny sa líšia veľkosťou (od 100 do 1 000 km) a vekom ich základných hornín.

Koruny vznikli zjavne v dôsledku aktívnych konvekčných prúdov v plášti Venuše. Okolo mnohých koruniek sú pozorované stuhnuté lávové prúdy, ktoré sa rozbiehajú do strán v podobe širokých jazykov s vroubkovaným vonkajším okrajom. Podľa všetkého to boli koruny, ktoré mohli slúžiť ako hlavné zdroje, cez ktoré sa roztavená hmota z hlbín dostávala na povrch planéty, tuhla a formovala obrovské ploché plochy zaberajúce až 80% územia Venuše. Tieto bohaté zdroje roztavených hornín sú pomenované po bohyniach plodnosti, úrody, kvetov.

Niektorí vedci sa domnievajú, že korunám predchádza iná špecifická forma venušanského reliéfu - arachnoid. Arachnoidy, ktoré dostali svoje meno vďaka vonkajšej podobnosti s pavúkmi, sa tvarom podobajú korunám, sú však menších rozmerov. Jasné čiary tiahnúce sa z ich centier na mnoho kilometrov môžu zodpovedať povrchovým poruchám, ktoré vznikli pri úniku magmy z vnútra planéty. Celkovo je známych asi 250 arachnoidov.

Okrem tesser, korún a arachnoidov je tvorba tektonických porúch alebo žľabov spojená s endogénnymi (vnútornými) procesmi. Tektonické poruchy sú často zoskupené do dlhých (až tisíc kilometrov) pásov, ktoré sú veľmi rozšírené na povrchu Venuše a dajú sa spájať s inými štruktúrnymi reliéfmi, napríklad s kaňonmi, ktoré svojou štruktúrou pripomínajú suchozemské kontinentálne trhliny. V niektorých prípadoch sa pozoruje takmer ortogonálny (obdĺžnikový) vzor pretínajúcich sa trhlín.

obr. 27 Mount Maat. Poďakovanie: JPL

Sopky sú na povrchu Venuše veľmi rozšírené: sú ich tisíce. Niektoré z nich navyše dosahujú obrovské rozmery: až 6 km na výšku a 500 km na šírku. Ale väčšina sopiek je oveľa menšia: iba 2 - 3 km v priemere a 100 m na výšku. Drvivá väčšina sopiek Venuše je vyhynutá, niektoré však môžu stále vybuchovať. Najzrejmejším kandidátom na aktívnu sopku je hora Maat.

Na mnohých miestach na povrchu Venuše boli objavené tajomné ryhy a línie s dĺžkou stoviek až niekoľko tisíc kilometrov a šírkou 2 až 15 km. Navonok vyzerajú ako údolia riek a majú rovnaké črty: meandrové zákruty, divergencie a konvergencie jednotlivých „kanálov“ a v ojedinelých prípadoch niečo podobné ako delta.

Najdlhší kanál na planéte Venuša je údolie Baltis, s dĺžkou asi 7000 km a veľmi stálou (2 - 3 km) šírkou.

Mimochodom, severná časť údolia Baltis bola objavená na snímkach AMS „Venera-15“ a „Venera-16“, ale rozlíšenie snímok v tom čase nebolo dostatočne vysoké na to, aby bolo možné rozlíšiť podrobnosti tohto útvaru, a bola mapovaná ako predĺžená trhlina neznámeho pôvodu.

obr.28 Kanály na Venuši v krajine Lada. Poďakovanie: NASA / JPL

Pôvod venušanských údolí alebo kanálov zostáva záhadou, predovšetkým preto, že vedci nevedia o tekutine, ktorá je schopná preťať povrch na také vzdialenosti. Výpočty vedcov preukázali, že čadičové lávy, ktorých stopy sú rozšírené na celom povrchu planéty, by nemali dostatok tepelných rezerv na to, aby mohli nepretržite prúdiť a taviť látku v čadičových rovinách, pretínať ich kanálmi tisíce kilometrov. Takéto kanály sú koniec koncov známe napríklad na Mesiaci, hoci ich dĺžka je iba desiatky kilometrov.

Preto je pravdepodobné, že kvapalinou, ktorá prerezávala čadičové nížiny Venuše stovky a tisíce kilometrov, by mohli byť prehriate komatiitné lávy alebo ešte exotickejšie kvapaliny, ako sú roztavené uhličitany alebo roztavená síra. Až do konca nie je pôvod dolín Venuše známy ...

Okrem dolín, ktoré sú negatívnymi formami reliéfu, sú na planinách Venuše bežné aj pozitívne formy reliéfu - vyvýšeniny, známe tiež ako jedna zo zložiek špecifického reliéfu tessery. Hrebene sa často formujú do dlhých (až 2 000 km a viac) pásov so šírkou prvých stoviek kilometrov. Šírka samostatného hrebeňa je oveľa menšia: zriedka až 10 km a na rovinách je znížená na 1 km. Výška hrebeňov je od 1,0 do 1,5 km až 2 km a šácht, ktoré ich obmedzujú, až do 1 km. Svetlo vinúce sa vyvýšeniny na pozadí tmavšieho rádiového obrazu rovín predstavujú najcharakteristickejší obrazec povrchu Venuše a zaberajú ~ 70% jej plochy.

Takéto detaily povrchu Venuše ako kopce sú veľmi podobné hrebeňom, s tým rozdielom, že ich veľkosť je menšia.

Všetky vyššie uvedené formy (alebo typy) reliéfu povrchu Venuše vďačia za svoj pôvod vnútornej energii planéty. Na Venuši existujú iba tri typy reliéfu, ktorých pôvod je spôsobený vonkajšími dôvodmi: krátery, krátery a krátery s tmavými parabolami.

Na rozdiel od mnohých iných telies slnečnej sústavy: suchozemských planét, asteroidov, bolo na Venuši nájdených relatívne málo dopadových kráterov, čo súvisí s aktívnou tektonickou aktivitou, ktorá zanikla pred 300 - 500 miliónmi rokov. Sopečná činnosť prebiehala veľmi prudko, pretože inak by sa počet kráterov v staršej a mladšej lokalite výrazne líšil a ich rozloženie po celej ploche by nebolo náhodné.

Celkovo bolo na povrchu Venuše objavených 967 kráterov s priemerom 2 až 275 km (v blízkosti kráteru Mead). Krátery sa zvyčajne delia na veľké (nad 30 km) a malé (do 30 km), ktoré tvoria 80% z celkového počtu všetkých kráterov.

Hustota nárazových kráterov na povrchu Venuše je veľmi nízka: asi 200-krát menej ako na Mesiaci a 100-krát menej ako na Marse, čo zodpovedá iba 2 kráterom na 1 milión km 2 povrchu Venuše.

Skúmaním snímok povrchu planéty, ktoré urobila sonda Magellan, sa vedcom podarilo vidieť niektoré aspekty formovania nárazových kráterov v podmienkach Venuše. Okolo kráterov sa našli svetelné lúče a prstence - skala vyhodená počas výbuchu. V mnohých kráteroch je súčasťou vyhadzovania tekutá látka, ktorá zvyčajne vytvára rozsiahle prúdy dlhé desiatky kilometrov smerujúce na jednu stranu krátera. Vedci doteraz neprišli na to, o aký druh kvapaliny ide: prehriata rázová tavenina alebo suspenzia jemnozrnnej pevnej látky a kvapôčky taveniny suspendované v atmosfére blízkej povrchu.

Niekoľko venušanských kráterov je zaplavených lávou z priľahlých rovín, ale drvivá väčšina z nich má veľmi výrazný vzhľad, čo naznačuje slabú intenzitu procesov erózie materiálu na povrchu Venuše.

Dno väčšiny kráterov na Venuši je tmavé, čo naznačuje hladký povrch.

Ďalším bežným typom terénu sú krátery s tmavými parabolami a hlavnú oblasť zaberajú tmavé (na rádiovom snímku) paraboly, ktorých celková plocha predstavuje takmer 6% celého povrchu Venuše. Farba paraboly je spôsobená tým, že sú zložené z krytu z jemnozrnného materiálu s hrúbkou do 1–2 m, vytvoreného emisiami z kráterov. Je tiež možné, že tento materiál je možné spracovať eolickými procesmi, ktoré prevládali v mnohých regiónoch Venuše a zanechali mnoho kilometrov pásovitého aolického reliéfu.

Patery sú podobné kráterom a kráterom s tmavými parabolami - krátery nepravidelného tvaru alebo zložité krátery s vroubkovanými okrajmi.

Všetky tieto údaje boli zhromaždené, keď bola planéta Venuša v dosahu kozmických lodí (sovietska séria „Venus“ a americká séria „Mariner“ a „Pioneer-Venus“).

V októbri 1975 teda zostupové vozidlá AMS „Venera-9“ a „Venera-10“ mäkko pristáli na povrchu planéty a preniesli obrázky miesta pristátia na Zem. Boli to prvé fotografie na svete prenášané z povrchu inej planéty. Obrázok bol získaný vo viditeľnom svetle pomocou telephotometra - systému, ktorý podľa princípu činnosti pripomína mechanickú televíziu.

Okrem fotografovania povrchu AMS „Venera-8“, „Venera-9“ a „Venera-10“ sa merala aj hustota povrchových hornín a obsah prírodných rádioaktívnych prvkov v nich.

Na miestach vykládky „Venera-9“ a „Venera-10“ sa hustota povrchových hornín blížila k 2,8 g / cm 3 a z hľadiska obsahu rádioaktívnych prvkov možno dospieť k záveru, že tieto horniny sú svojím zložením blízke bazaltom - najrozšírenejším vyvreliny horniny zemskej kôry ...

V roku 1978 bola vypustená americká kozmická loď Pioneer-Venus, ktorej výsledkom bola topografická mapa založená na radarových prieskumoch.

Nakoniec v roku 1983 kozmické lode Venera-15 a Venera-16 vstúpili na obežnú dráhu okolo Venuše. Pomocou radaru zmapovali severnú pologuľu planéty na rovnobežku 30 ° v mierke 1: 5 000 000 a po prvýkrát objavili také jedinečné detaily povrchu Venuše, ako sú tessery a koruny.

Ešte podrobnejšie mapy celého povrchu s detailmi do veľkosti 120 m získala v roku 1990 loď Magellan. Pomocou počítačov sa radarové informácie zmenili na fotografické snímky sopiek, hôr a ďalších krajinných detailov.

obr.30 Topografická mapa Venuše, zostavená zo snímok medziplanetárnej stanice „Magellan“. Poďakovanie: NASA

Podľa rozhodnutia Medzinárodnej astronomickej únie sú na mape Venuše iba ženské mená, pretože ona sama, jediná z planét, nesie ženské meno. Z tohto pravidla existujú iba 3 výnimky: pohoria Maxwell, Alfa a Beta.

Názvy podrobností reliéfu, ktoré sú prevzaté z mytológií rôznych národov sveta, sú priraďované v súlade s rutinou. Páči sa ti to:

Kopce sú pomenované podľa bohýň, titanidov, obryní. Napríklad oblasť Ulfrun, pomenovaná po jednej z deviatich obrích v škandinávskych mýtoch.

Nížiny sú hrdinkami mýtov. Na počesť jednej z týchto hrdiniek starogréckej mytológie je pomenovaná najhlbšia nížina Atalanta ležiaca v severných zemepisných šírkach Venuše.

Brázdy a línie sú pomenované podľa ženských bojových mytologických postáv.

Koruny na počesť bohýň plodnosti, poľnohospodárstva. Aj keď najznámejšou z nich je Pavlova koruna s priemerom asi 350 km, pomenovaná po ruskej baleríne.

Hrebene sú pomenované podľa bohýň oblohy, ženských mytologických postáv spojených s oblohou a svetlom. Takže pozdĺž jednej z plání sa tiahli hrebene čarodejnice. A rovinu Bereginya križujú hrebene Gera od severozápadu k juhovýchodu.

Pozemky a náhorné plošiny sú pomenované po bohyniach lásky a krásy. Jeden z kontinentov (krajín) Venuše sa teda nazýva krajina Ištar a je to vysokohorská oblasť s rozsiahlou náhornou plošinou Lakšmí sopečného pôvodu.

Kaňony na Venuši sú pomenované podľa mytologických postáv spojených s lesom, poľovníctvom alebo Mesiacom (podobne ako rímska Artemis).

Hornatý terén na severnej pologuli planéty pretína rozšírený kaňon Baba Yaga. V oblastiach Beta a Phoebe vyniká kaňon Devan. A z oblasti Themis do krajiny Afrodity sa najväčší venušiansky lom Parge tiahne viac ako 10 tisíc km.

Mená veľkých kráterov sú dané menami slávnych žien. Malé krátery sú len obyčajné ženské mená. Takže na vysokohorskej náhornej plošine Lakshmi nájdete malé krátery Berta, Lyudmila a Tamara, ktoré sa nachádzajú južne od hôr Freya a východne od veľkého krátera Osipenko. V blízkosti koruny Nefertiti je kráter Potanin, pomenovaný podľa ruského prieskumníka Strednej Ázie, a neďaleko je kráter Voynich (anglický spisovateľ, autor románu Gadfly). A najväčší kráter na planéte dostal meno po americkej etnografke a antropologičke Margaret Meadovej.

Patery sú pomenované podľa rovnakého princípu ako veľké krátery, t.j. menami slávnych žien. Príklad: otec Salfo.

Roviny sú pomenované podľa hrdiniek rôznych mýtov. Napríklad roviny Snegurochka a Baba Yaga. Okolo severného pólu sa rozprestiera Louhi Plain, milenka severu v karelských a fínskych mýtoch.

Tessery sú pomenované po bohyniach osudu, šťastia, šťastia. Napríklad najväčšia tessera z Venuše sa nazýva Tessera z Telluru.

Rímsy sú na počesť bohýň krbu: Vesta, Ut atď.

Musím povedať, že planéta je lídrom v počte pomenovaných častí medzi všetkými planetárnymi telesami. Venuša má pre svoj pôvod najrôznejšie mená. Existujú mená z mýtov o 192 rôznych národnostiach a etnických skupinách z celého sveta. Názvy sú navyše rozptýlené po celej planéte bez toho, aby vznikali „národné regióny“.

A v závere popisu povrchu Venuše uvádzame krátku štruktúru modernej mapy planéty.

Pre nultý poludník (zodpovedá suchozemskému Greenwichu) na mape Venuše v polovici 60. rokov bol prijatý poludník prechádzajúci stredom svetla (na radarových snímkach) zaoblenej oblasti s priemerom 2 000 km, ktorá sa nachádza na južnej pologuli planéty a počiatočnou oblasťou sa nazýva Alfa. písmeno gréckej abecedy. Neskôr, keď sa zvyšovalo rozlíšenie týchto snímok, sa poloha nultého poludníka posunula asi o 400 km, aby prešla malým jasným bodom v strede veľkej prstencovej štruktúry vzdialenej 330 km cez Eva. Po vytvorení prvých rozsiahlych máp Venuše v roku 1984 sa zistilo, že presne na hlavnom poludníku, na severnej pologuli planéty, sa nachádza malý kráter s priemerom 28 km. Kráter dostal meno Ariadna podľa hrdinky gréckeho mýtu a ako referenčný bod bol oveľa pohodlnejší.

Nultý poludník spolu s 180 ° poludníkom rozdeľuje povrch Venuše na 2 hemisféry: východnú a západnú.

Atmosféra Venuše. Fyzikálne podmienky na planéte Venuša

Nad neživým povrchom Venuše leží jedinečná atmosféra, najhustejšia v slnečnej sústave, objavená v roku 1761 M.V. Lomonosov, ktorý pozoroval prechod planéty cez slnečný disk.

obr. 31 Venuša zakrytá mrakmi. Poďakovanie: NASA

Atmosféra Venuše je taká hustá, že je absolútne nemožné vidieť cez ňu akékoľvek podrobnosti na povrchu planéty. Mnoho vedcov sa preto dlho domnievalo, že podmienky na Venuši sú blízke podmienkam na Zemi v období karbónu, a preto tam žije aj podobná fauna. Štúdie vykonané pomocou zostupových vozidiel medziplanetárnych staníc však ukázali, že podnebie Venuše a podnebie Zeme sú dva veľké rozdiely a nič medzi nimi nie je spoločné. Pokiaľ teda teplota spodnej vzduchovej vrstvy na Zemi zriedka presahuje + 57 ° C, potom na Venuši dosiahne teplota povrchovej vzduchovej vrstvy 480 ° C a jej denné výkyvy sú zanedbateľné.

Významné rozdiely sa pozorujú aj v zložení atmosfér týchto dvoch planét. Ak je v zemskej atmosfére prevažujúcim plynom dusík, s dostatočným obsahom kyslíka, nevýznamným obsahom oxidu uhličitého a iných plynov, potom je v atmosfére Venuše situácia presne opačná. Prevažný podiel v atmosfére je oxid uhličitý (~ 97%) a dusík (asi 3%) s malými prísadami vodnej pary (0,05%), kyslíka (tisíciny percenta), argónu, neónu, hélia a kryptónu. Vo veľmi malom množstve sú tiež nečistoty SO, S02, H2S, CO, HCl, HF, CH4, NH3.

Tlak a hustota atmosfér oboch planét sa tiež veľmi líšia. Napríklad atmosférický tlak na Venušu je asi 93 atmosfér (93-krát viac ako na Zemi) a hustota atmosféry Venuše je takmer o dva rády vyššia ako hustota zemskej atmosféry a iba 10-krát menšia ako hustota vody. Takáto vysoká hustota nemôže inak ovplyvniť celkovú hmotnosť atmosféry, ktorá je približne 93-násobkom hmotnosti zemskej atmosféry.

Ako dnes veľa astronómov verí; vysoká povrchová teplota, vysoký atmosférický tlak a vysoký relatívny obsah oxidu uhličitého sú faktory, ktoré zjavne navzájom súvisia. Vysoká teplota podporuje transformáciu karbonátových hornín na silikátové s uvoľňovaním CO 2. Na Zemi sa CO 2 viaže a transformuje na sedimentárne horniny v dôsledku pôsobenia biosféry, ktorá na Venuši chýba. Na druhej strane vysoký obsah CO 2 prispieva k ohrevu Venušinho povrchu a spodných vrstiev atmosféry, čo stanovil americký vedec Carl Sagan.

V skutočnosti je plynový obal planéty Venuša obrovským skleníkom. Je schopný prenášať slnečné teplo, ale neuvoľňuje ho von, pričom súčasne absorbuje žiarenie samotnej planéty. Absorbérmi sú oxid uhličitý a vodná para. Skleníkový efekt sa vyskytuje aj v atmosférach iných planét. Ale ak v atmosfére Marsu zvýši priemernú teplotu blízko povrchu o 9 °, v atmosfére Zeme - o 35 °, potom v atmosfére Venuše tento efekt dosiahne 400 stupňov!

Niektorí vedci sa domnievajú, že pred 4 miliardami rokov sa atmosféra Venuše podobala skôr atmosfére Zeme s tekutou vodou na povrchu a práve odparovanie tejto vody spôsobilo nekontrolovaný skleníkový efekt, ktorý sa pozoruje dodnes ...

Atmosféra Venuše sa skladá z niekoľkých vrstiev, ktoré sa veľmi líšia hustotou, teplotou a tlakom: troposféra, mezosféra, termosféra a exosféra.

Troposféra je najnižšia a najhustejšia vrstva atmosféry Venuše. Obsahuje 99% hmotnosti celej atmosféry Venuše, z toho 90% - do nadmorskej výšky 28 km.

Teplota a tlak v troposfére klesá s výškou, dosahuje výšky nad 50 - 54 km, hodnoty + 20 ° + 37 ° C a tlak iba 1 atmosféry. Za takýchto podmienok môže voda existovať v tekutej forme (vo forme drobných kvapôčok), ktorá spolu s optimálnou teplotou a tlakom, podobne ako v blízkosti povrchu Zeme, vytvárajú priaznivé podmienky pre život.

Horná hranica troposféry leží v nadmorskej výške 65 km. nad povrchom planéty, oddeľujúcim sa od vrstvy nad - mezosférou - tropopauzou. Prevládajú tu hurikánové vetry s rýchlosťou 150 m / s a \u200b\u200bvyššou, oproti 1 m / s na samom povrchu.

Vetry v atmosfére Venuše sú tvorené konvekciou: horúci vzduch stúpa nad rovník a šíri sa k pólom. Táto globálna rotácia sa nazýva Hadleyova rotácia.

Obr. 32 Polárny vír blízko južného pólu Venuše. Poďakovanie: ESA / VIRTIS / INAF-IASF / obs. de Paris-LESIA / Univ. z Oxfordu

V zemepisných šírkach blízkych 60 ° sa Hadleyova rotácia zastaví: horúci vzduch klesá a začína sa pohybovať späť k rovníku, čo uľahčuje vysoká koncentrácia oxidu uhoľnatého v týchto miestach. Rotácia atmosféry sa však nezastaví a na sever od 60. rokov zemepisných šírok: tzv. „polárne obojky“. Vyznačujú sa nízkymi teplotami, vysokou oblačnosťou (až 72 km.).

Ich existencia je dôsledkom prudkého nárastu vzduchu, v dôsledku ktorého sa pozoruje adiabatické ochladenie.

Okolo pólov planéty orámovaných „polárnymi obojkami“ sa nachádzajú gigantické polárne víry, štyrikrát väčšie ako ich pozemské náprotivky. Každý vír má dve oči - centrá otáčania, ktoré sa nazývajú polárne dipóly. Víry rotujú s periódou asi 3 dni v smere všeobecnej rotácie atmosféry, pričom rýchlosť vetra sa pohybuje od 35 - 50 m / s blízko ich vonkajších okrajov k nule na póloch.

Polárne víry sú podľa dnešných astronómov anticyklóny s downdrafts v strede a prudko stúpajú blízko polárnych golierov. Štruktúry na Zemi podobné polárnym vírom Venuše sú zimné polárne anticyklóny, najmä tá, ktorá sa formuje nad Antarktídou.

Mezosféra Venuše sa rozprestiera vo výškach od 65 do 120 km a dá sa rozdeliť na 2 vrstvy: prvá leží v nadmorskej výške 62 - 73 km, má konštantnú teplotu a je hornou hranicou oblakov; druhá - vo výške od 73 do 95 km tu teplota klesá s nadmorskou výškou a dosahuje hornú hranicu minima –108 ° C. Nad 95 km nad povrchom Venuše začína mezopauza - hranica medzi mezosférou a vyššou termosférou. V mezopauze teplota stúpa s výškou a na dennej strane Venuše dosahuje + 27 ° + 127 ° C. Na nočnej strane Venuše nastáva v mezopauze výrazné ochladenie a teplota klesne na -173 ° C. Táto oblasť, najchladnejšia na Venuši, sa niekedy nazýva aj kryosféra.

Vo výškach nad 120 km leží termosféra, ktorá siaha do nadmorskej výšky 220 - 350 km, po hranicu s exosférou - oblasťou, kde ľahké plyny opúšťajú atmosféru a je v nej prítomný hlavne iba vodík. Končí exosféra a s ňou aj atmosféra vo výške ~ 5500 km, kde teplota dosahuje 600-800 K.

Vo vnútri mezo- a termosféry Venuše, ako aj v dolnej troposfére, sa rotuje vzduchová hmota. Je pravda, že vzduchová hmota sa nepohybuje v smere od rovníka k pólom, ale v smere z dennej strany Venuše na nočnú stranu. Na dennej strane planéty dochádza k silnému vzostupu teplého vzduchu, ktorý sa šíri v nadmorských výškach 90 - 150 km a presúva sa na nočnú stranu planéty, kde ohriaty vzduch klesá prudko nadol, v dôsledku čoho dochádza k adiabatickému ohrevu vzduchu. Teplota v tejto vrstve je iba -43 ° C, čo je až o 130 ° vyššia teplota ako všeobecne na nočnej strane mezosféry.

Údaje o vlastnostiach, zložení atmosféry Venuše boli získané metódou AMS série „Venus“ s poradovými číslami 4, 5 a 6. „Venuša 9 a 10“ objasnila obsah vodnej pary v hlbokých vrstvách atmosféry, keď zistila, že maximum vodnej pary je obsiahnuté v nadmorskej výške 50 km , kde je to stokrát viac ako pri pevnom povrchu a podiel pary sa blíži k jednému percentu.

Okrem štúdia zloženia atmosféry merali medziplanetárne stanice Venera-4, 7, 8, 9, 10 tlak, teplotu a hustotu v spodných vrstvách atmosféry Venuše. Vo výsledku sa zistilo, že teplota na povrchu Venuše je asi 750 ° K (480 ° C) a tlak sa blíži k 100 atm.

Vozidlá zostupu Venera-9 a Venera-10 dostali informácie aj o štruktúre oblačnej vrstvy. Vo výškach od 70 do 105 km sa teda nachádza zriedený stratosférický opar. Dole sa vo výške 50 až 65 km (zriedka až 90 km) nachádza najhustejšia vrstva oblakov, ktorá sa svojimi optickými vlastnosťami blíži skôr k zriedenej hmle ako k oblakom v pozemskom slova zmysle. Dosah viditeľnosti tu dosahuje niekoľko kilometrov.

Pod hlavnou vrstvou mraku - vo výškach od 50 do 35 km hustota niekoľkokrát klesá a atmosféra tlmí slnečné žiarenie hlavne vďaka Rayleighovmu rozptylu v CO 2.

Subcloud opar sa objavuje iba v noci, šíri sa až na úroveň 37 km - do polnoci a až 30 km - do rána. Do obeda sa tento opar vyjasní.

Obr. 33 Blesk v atmosfére Venuše. Poďakovanie: ESA

Farba mračien Venuše je oranžovo-žltá kvôli značnému obsahu CO2 v atmosfére planéty, ktorej veľké molekuly rozptyľujú presne túto časť slnečného žiarenia, a zloženiu samotných mračien, ktoré sa skladá zo 75 - 80% kyseliny sírovej (možno aj fluór-sírnej ) s prímesami kyseliny chlorovodíkovej a fluorovodíkovej. Zloženie mračien Venuše objavili v roku 1972 nezávisle od seba americkí vedci Louise a Andrew Young a Godfrey Sill.

Štúdie preukázali, že kyselina vo Venušanských oblakoch sa chemicky formuje z oxidu siričitého (SO 2), ktorý je možné získavať z povrchových hornín (pyritov) obsahujúcich síru a sopečných erupcií. Sopky sa prejavujú iným spôsobom: ich erupcie generujú silné elektrické výboje - skutočné búrky v atmosfére Venuše, ktoré opakovane zaznamenávali prístroje staníc série Venera. Navyše, búrky na planéte Venuša sú veľmi silné: blesk zasahuje o 2 rády častejšie ako v zemskej atmosfére. Tento jav sa nazýva „Elektrický drak Venuše“.

Mraky sú veľmi jasné, odrážajú 76% svetla (to je porovnateľné s odrazivosťou kupových mračien v atmosfére a polárnych ľadových čiapočiek na povrchu Zeme). Inými slovami, viac ako tri štvrtiny slnečného žiarenia sa odrážajú v oblakoch a iba menej ako štvrtina klesá dole.

Teplota oblakov - od + 10 ° do -40 ° С.

Mraková vrstva sa rýchlo pohybuje z východu na západ a robí jednu revolúciu okolo planéty za 4 pozemské dni (podľa pozorovania „Mariner-10“).

Magnetické pole Venuše. Magnetosféra planéty Venuša

Magnetické pole Venuše je zanedbateľné - jeho magnetický dipólový moment je menší ako moment Zeme, minimálne o päť rádov. Príčiny tak slabého magnetického poľa sú: pomalá rotácia planéty okolo jej osi, nízka viskozita planetárneho jadra a možno aj ďalšie dôvody. Napriek tomu sa v dôsledku interakcie medziplanetárneho magnetického poľa s ionosférou Venuše vytvárajú magnetické polia s nízkou silou (15 - 20 nT), chaoticky umiestnené a nestabilné. Jedná sa o takzvanú Venušinú magnetosféru, ktorá má rázový oblúk, magnetické puzdro, magnetopauzu a chvost magnetosféry.

Luková rázová vlna leží v nadmorskej výške 1900 km nad povrchom planéty Venuša. Táto vzdialenosť bola nameraná v roku 2007 počas slnečného minima. Počas maximálnej slnečnej aktivity sa zvyšuje výška rázovej vlny.

Magnetopauza sa nachádza v nadmorskej výške 300 km, ktorá je o niečo vyššia ako ionopauza. Nachádza sa medzi nimi magnetická bariéra - prudké zväčšenie magnetického poľa (až o 40 T), ktoré aspoň pri minimálnej slnečnej aktivite bráni prenikaniu slnečnej plazmy do hlbín atmosféry Venuše. V horných vrstvách atmosféry sú významné straty iónov O +, H + a OH + spojené s činnosťou slnečného vetra. Dĺžka magnetopauzy je až desať planetárnych polomerov. Rovnaké magnetické pole Venuše, respektíve jej chvosta, siaha do niekoľkých desiatok priemerov Venuše.

Ionosféra planéty, ktorá je spojená s prítomnosťou magnetického poľa Venuše, vzniká vplyvom významných prílivových a odlivových účinkov spôsobených relatívnou blízkosťou k Slnku, vďaka čomu sa nad povrchom Venuše vytvára elektrické pole, ktorého intenzita môže byť dvojnásobkom intenzity „jasného poľa počasia“ pozorovaného nad povrchom Zeme. ... Ionosféra Venuše sa nachádza v nadmorských výškach 120 - 300 km a skladá sa z troch vrstiev: medzi 120 - 130 km, medzi 140 - 160 km a medzi 200 - 250 km. V nadmorských výškach blízkych 180 km sa môže nachádzať ďalšia vrstva. Maximálny počet elektrónov na jednotku objemu - 3 × 10 11 m -3 - bol zistený v 2. vrstve blízko stredu slnečnice.

Venuša je druhou planétou slnečnej sústavy a najbližším susedom Zeme. Vzdialenosť medzi Venušou a našou planétou je „iba“ 108 000 000 miliónov kilometrov. Vedci preto považujú Venušu za jedno z možných miest osídlenia. Ale deň na Venuši trvá ako pozemský rok a slnko vychádza na západe. V tejto recenzii sa bude diskutovať o podivnosti nášho úžasného suseda.

1. Deň sa rovná roku

Deň na Venuši je dlhší ako rok. Presnejšie povedané, planéta rotuje okolo svojej osi tak pomaly, že deň na Venuši trvá 243 pozemských dní a rok - 224,7 pozemských dní.

2. Viditeľné bez ďalekohľadu

Existuje 5 planét, ktoré je možné vidieť voľným okom, nie ďalekohľadom. Ide o Merkúr, Venušu, Mars, Jupiter a Saturn.

3. Veľkosť a obežná dráha

Venuša je zo všetkých planét slnečnej sústavy najviac podobná Zemi. Niektorí ho nazývajú dvojčaťom Zeme, pretože obe planéty majú približne rovnakú veľkosť a obežnú dráhu.

4. Plávajúce mestá

Vedci nedávno tvrdili, že mestá, ktoré sa vznášajú nad mrakmi Venuše, by mohli byť najlepšou voľbou pre potenciálnu kolonizáciu inej planéty. Aj keď na povrchu Venuše vládne peklo, podmienky v nadmorskej výške stoviek kilometrov (teplota, tlak a gravitácia) sú pre človeka takmer ideálne.

V roku 1970 pristála na Venuši sovietska medziplanetárna vesmírna sonda. Stala sa prvou kozmickou loďou, ktorá pristála na inej planéte, a zároveň prvou, ktorá odtiaľ preniesla údaje späť na Zem. Je pravda, že to netrvalo dlho (iba 23 minút) kvôli mimoriadne agresívnej situácii na planéte.

6. Teplota povrchu

Ako viete, teplota na povrchu Venuše je taká, že tam nemôže prežiť nič živé. A tiež je tu kovový sneh.

7. Atmosféra a hlas

8. Povrchová gravitácia planét

Povrchové gravitácie Venuše, Saturnu, Uránu a Neptúna sú približne rovnaké. V priemere tvoria 15% gravitácie Zeme.

9. Sopky Venuše

Venuša má viac sopiek ako ktorákoľvek iná planéta v slnečnej sústave. Presnejšie povedané, je ich viac ako 1 600, z ktorých je väčšina aktívnych.

10. Atmosférický tlak

Netreba dodávať, že tlak atmosféry na povrch Venuše je tiež mierne povedané nepriateľský k ľuďom. Presnejšie povedané, je asi 90-krát vyšší ako tlak na úrovni mora na Zemi.

11. Teplota povrchu

Na povrchu Venuše vládne peklo. Teplota tu môže dosiahnuť 470 stupňov Celzia. Nie je prekvapením, že sonda Venera 7 dlho nevydržala.

12. Hurikány Venuše

Vetry na Venuši nijako extrémne nezaostávajú za teplotou. Napríklad hurikány s rýchlosťou vetra do 725 km / h nie sú nezvyčajné ani v strednej vrstve mrakov.

13. Východ slnka na západe

Žiadny umelo vyrobený objekt neprežil na Venuši dlhšie ako 127 minút. Toľko vydržala sonda Venera-13.

Vedci dnes aktívne rozvíjajú vesmírnu tému. A nedávno sme hovorili o.

Inštrukcie

Päť bolo objavených v staroveku, keď neexistovali ďalekohľady. Povaha ich pohybu po oblohe sa líši od pohybu. Na základe toho boli ľudia oddelení od miliónov hviezd.
Rozlišujte medzi vnútornými a vonkajšími planétami. Merkúr a Venuša sú bližšie k Slnku ako Zem. Ich umiestnenie na oblohe je vždy blízko horizontu. V súlade s tým sú tieto dve planéty vnútornými planétami. Rovnako sa zdá, že Merkúr a Venuša nasledujú slnko. Napriek tomu sú viditeľné voľným okom v okamihoch maximálneho predĺženia, t.j. počas maximálnej uhlovitosti od Slnka. Tieto planéty možno vidieť za súmraku, krátko po západe slnka alebo v hodinách pred úsvitom. Venuša je oveľa väčšia ako Merkúr, oveľa jasnejšia a ľahšie ju vidno. Keď sa na oblohe objaví Venuša, jasnosť s ňou nedokáže porovnať žiadna hviezda. Venuša žiari bielym svetlom. Ak sa na ňu pozriete pozorne napríklad pomocou ďalekohľadu alebo ďalekohľadu, všimnete si, že má rôzne fázy, napríklad mesiac. Venušu možno považovať za kosáčik, ktorý sa zmenšuje alebo zväčšuje. Na začiatku roku 2011 bola Venuša viditeľná asi tri hodiny pred svitaním. Opäť ju bude možné pozorovať voľným okom od konca októbra. Bude ju vidno večer, na juhozápade v súhvezdí Váh. Koncom roka sa zvýši jeho jasnosť a doba viditeľnosti. Ortuť je väčšinou viditeľná za súmraku a je ťažké ju spozorovať. Za to ho starí ľudia nazývali bohom súmraku. V roku 2011 to možno vidieť od konca augusta asi mesiac. Planéta bude najskôr viditeľná v ranných hodinách v súhvezdí Rak a potom sa presunie do súhvezdia Lev.

Medzi vonkajšie planéty patria Mars, Jupiter a Saturn. Najlepšie sa pozorujú v okamihoch konfrontácie, t.j. keď je Zem na jednej priamke medzi planétou a Slnkom. Môžu zostať na oblohe celú noc. Počas maximálneho jasu Marsu (-2,91 m) je táto planéta druhá iba za Venušou (-4 m) a Jupiterom (-2,94 m). Večer a ráno je Mars viditeľný ako červeno-oranžová „hviezda“ a uprostred noci mení svetlo na žlté. V roku 2011 sa Mars v lete objaví na oblohe a koncom novembra opäť zmizne. V auguste bude planéta viditeľná v súhvezdí Blížencov a do septembra sa presunie do súhvezdia Rak. Jupiter je na oblohe často považovaný za jednu z najjasnejších hviezd. Napriek tomu je zaujímavé ho pozorovať ďalekohľadom alebo ďalekohľadom. V takom prípade bude viditeľný disk obklopujúci planétu a štyri najväčšie satelity. Planéta sa objaví v júni 2011 na východnej oblohe. Jupiter sa priblíži k Slnku a postupne bude strácať jas. Na jeseň sa jeho jasnosť začne opäť zvyšovať. Koncom októbra vstúpi Jupiter do opozície. V súlade s tým sú jesenné mesiace a december najlepším obdobím na pozorovanie planéty.
Od polovice apríla do začiatku júna je Saturn jedinou planétou, ktorú je možné pozorovať voľným okom. Ďalším priaznivým obdobím na pozorovanie Saturnu bude november. Táto planéta sa pomaly pohybuje po oblohe a bude po celý rok v súhvezdí Panny.

\u003e\u003e Ako nájsť Venušu na nočnej oblohe

Ako nájsť Venušu na hviezdnej oblohe - popis pre pozorovateľa z planéty Zem. Naučte sa, ako na fotografii používať súhvezdia Jupiter, Mesiac, Merkúr a Blíženci.

Venuša je druhou planétou od Slnka, takže nie sú žiadne problémy s tým, ako nájsť Venušu na hviezdnej oblohe. Použite našu online hviezdnu mapu alebo si pozorne preštudujte dolné diagramy, kde sú označené súhvezdia, planéty a pomocné hviezdy.

Aby ste neurobili chybu s miestom, môžete použiť špeciálne aplikácie pre telefóny. Alebo poďme za starodávnymi astronómami a využime prirodzené stopy.

Ak chcete nájsť Venušu, začnite od ekliptiky. Keď sledujete prechod Slnka po oblohe, potom sa táto čiara nazýva ekliptika. V závislosti od ročného obdobia sa táto trasa mení: stúpa a klesá. Maximum sa pozoruje počas letného slnovratu a minimum pripadá na zimný slnovrat.

Mnoho nebeských telies sa dá najľahšie nájsť predĺžením. Toto sú body, kde sú planéty umiestnené bližšie k Slnku vo vzťahu k nám. Existujú dve odrody: východná - umiestnená na večernej oblohe a západná - ráno. Prirodzene, toto všetko sa týka iba perspektívy pozemského pozorovateľa. Obdivujte, ako vyzerá Venuša, pomocou neprofesionálneho ďalekohľadu.

Z dôvodu nášho obratu predstavuje pohyb tiel 15 stupňov za hodinu. Venuša sa stane viditeľnou až vtedy, keď sa priblíži k 5 stupňom k Slnku, takže ju neuvidíte 20 minút po objavení sa Slnka alebo pred jeho zmiznutím. Planéta sa nachádza od 45 do 47 stupňov od hviezdy a pohybuje sa 3 hodiny a 8 minút po / pred Slnkom.

Ak chcete vidieť niečo iné ako svetlý bod, musíte si kúpiť ďalekohľad. Ďalej budete potrebovať planetárny filter alebo masku mimo osi. Je dobré, ak je mechanizmus vybavený automatickým sledovacím systémom.