A doua planetă de la Soare, Venus este cea mai strălucitoare lumină din Sistemul Solar după Soare și Lună. Magnitudinea maximă a planetei este de 4,4. Când observăm prin telescop, este clar că planeta își schimbă fazele, la fel ca și Luna. Orbita aproape circulară a lui Venus se află în interiorul orbitei Pământului. Unghiul maxim al distanței planetei față de stea noastră ajunge la 48°, iar în aceste poziții Venus poate fi vizibilă cu aproximativ 3 ore înainte de răsărit sau după apus.

În unii ani, pot fi observate tranzite ale planetei pe discul solar.

Venus se rotește în jurul axei sale, înclinată față de planul orbital cu 2°, de la vest la est, adică în sens invers față de majoritatea planetelor.

Atmosfera tulbure a lui Venus este formată în principal din dioxid de carbon de înaltă densitate, ceea ce face dificilă vizualizarea suprafeței planetei. Numai cu ajutorul măsurătorilor radar oamenii de știință au reușit să „vadă” topografia planetei, acoperită cu sute de mii de munți, chei și cratere vulcanice. Unii dintre vulcani ating o înălțime de 3 km; diametrul lor este de aproximativ 500 km. Unii oameni de știință cred că activitatea vulcanică încă există pe planetă. Cu toate acestea, nu a fost găsită nicio confirmare în acest sens.

Datorită asemănării dintre Venus și Pământ, oamenii de știință presupun că în antichitate avea oceane, ca pe planeta noastră. Cu toate acestea, ele s-ar putea evapora complet din cauza încălzirii puternice a suprafeței planetei.

Densitatea atmosferei lui Venus este de 1/14 din cea a apei. Prin urmare, presiunea pe suprafața planetei este foarte mare - aproximativ 93 de atmosfere. Calculele arată că pe Venus aproape întreaga atmosferă este implicată într-o singură mișcare, formând un uragan uriaș care suflă cu o viteză de aproximativ 130 m/sec la nivelul superior al norului.

Atmosfera densă a lui Venus se extinde până la o altitudine de 250 km. Temperatura de suprafață ajunge la aproape 500 de grade Celsius datorită efectului de seră puternic.

În mitologia romană antică, Venus este zeița iubirii și a frumuseții. În miturile Greciei Antice, Venus este numită Afrodita.

Explorarea lui Venus

Nume latin: Venus
Simbol: zeița iubirii și a frumuseții
Raza medie: 6052 km (locul 7)
Greutate: 48,685 x 1023 kg (locul 7)
Densitate: 5,204 g/cm3
Accelerația St. cădere: 8,87 m/s2
Perioada de revoluție în jurul Soarelui: 225 zile pământești
Viteza orbitală: 35,0 km/s
Durata zilei: 243 de zile pământești
Diametrul orbital: 1.446 AU. e.
Înclinație orbitală: 3,39°
Câmp magnetic: nu
Sateliți: nu
Atmosferă: dioxid de carbon (96,5%)

Peste 20 de nave spațiale au vizitat Venus și împrejurimile sale, începând cu Mariner 2 în 1962. Venera 9 a fost prima navă spațială care a aterizat pe suprafața planetei în 1975. Ambarcațiunea americană Pioneer-Venus a făcut posibilă obținerea primei nave spațiale de înaltă calitate. harta suprafetei planetei in 1978. Magellan, lansat in 1989, a avut mai mult succes decat altele.Cu ajutorul acestui dispozitiv s-au putut obtine imagini detaliate cu 98% din suprafata planetei.

Și, în cele din urmă, nava spațială Venus Express, care a fost lansată în octombrie 2005, a început să opereze pe orbită în jurul planetei în mai 2006.

Fazele lui Venus au fost descoperite pentru prima dată de G. Galilei și în 1610. Trecerea lui Venus peste discul Soarelui la 4 decembrie 1639 a fost observată pentru prima dată de astronomul englez Jeremiah Horrocks (1619-1641).

În 1761, a avut loc următorul tranzit al lui Venus pe discul solar. A făcut posibilă clarificarea distanței de la Pământ la Soare folosind o metodă dezvoltată de astronomul englez E. Halley. Cu toate acestea, acest lucru a necesitat observații ale acestui fenomen în întreaga lume.

În Rusia, observațiile lui Venus au fost organizate de M. V. Lomonosov. A abordat Senatul cu o propunere, unde a justificat necesitatea dotării unei expediții pentru cercetări astronomice în Siberia. În timp ce observa „fenomenul lui Venus pe Soare” la 6 iunie 1761, M.V. Lomonosov a observat că atunci când Venus „a atins” discul Soarelui, forma discului planetei în punctul de contact a fost îndoită. În același timp, a apărut o „parte subțire și ușoară a soarelui”, separând corpurile cerești. Acest fenomen ar putea fi explicat doar prin refracția razelor solare în atmosfera planetei.

În 1990, în timpul zborului navei spațiale Galileo pe lângă Venus, suprafața planetei a fost fotografiată cu un spectrometru IR. Au fost descoperite „ferestre transparente” prin care este vizibilă suprafața planetei.

Venus este a doua planetă de la Soare din sistemul solar, numită după zeița romană a iubirii. Acesta este unul dintre cele mai strălucitoare obiecte de pe sfera cerească, „steaua dimineții”, care apare pe cer în zori și apus. Venus este asemănătoare Pământului în multe privințe, dar nu este deloc atât de prietenoasă pe cât pare de la distanță. Condițiile de pe el sunt complet nepotrivite pentru apariția vieții. Suprafața planetei ne este ascunsă de o atmosferă de dioxid de carbon și nori de acid sulfuric, creând un puternic efect de seră. Opacitatea norilor nu permite ca Venus să fie studiată în detaliu, motiv pentru care rămâne încă una dintre cele mai misterioase planete pentru noi.

o scurtă descriere a

Venus orbitează Soarele la o distanță de 108 milioane km, iar această valoare este aproape constantă, deoarece orbita planetei este aproape perfect circulară. În același timp, distanța până la Pământ se schimbă semnificativ - de la 38 la 261 milioane km. Raza lui Venus este în medie de 6052 km, densitatea - 5,24 g/cm³ (mai densă decât cea a Pământului). Masa este egală cu 82% din masa Pământului - 5·10 24 kg. Accelerația căderii libere este, de asemenea, apropiată de cea a Pământului – 8,87 m/s². Venus nu are sateliți, dar până în secolul al XVIII-lea s-au făcut încercări repetate de a-i găsi, care nu au avut succes.

Planeta completează un cerc complet pe orbita sa în 225 de zile, iar zilele de pe Venus sunt cele mai lungi din întregul sistem solar: durează până la 243 de zile, mai mult decât anul venusian. Venus se mișcă pe orbită cu o viteză de 35 km/s. Înclinarea orbitei față de planul ecliptic este destul de semnificativă - 3,4 grade. Axa de rotație este aproape perpendiculară pe planul orbital, datorită căruia emisfera nordică și sudică sunt iluminate de Soare aproape în mod egal și nu există nicio schimbare a anotimpurilor pe planetă. O altă caracteristică a lui Venus este că direcțiile de rotație și circulație nu coincid, spre deosebire de alte planete. Se presupune că acest lucru se datorează unei coliziuni puternice cu un corp ceresc mare, care a schimbat orientarea axei de rotație.

Venus este clasificată ca planetă terestră și este numită și sora Pământului datorită asemănării sale în dimensiune, masă și compoziție. Dar condițiile de pe Venus cu greu pot fi numite similare cu cele de pe Pământ. Atmosfera sa, compusă în principal din dioxid de carbon, este cea mai densă dintre orice planetă de acest tip. Presiunea atmosferică este de 92 de ori mai mare decât cea a Pământului. Suprafața este învăluită în nori groși de acid sulfuric. Sunt opace la radiațiile vizibile, chiar și de la sateliții artificiali, ceea ce pentru o lungă perioadă de timp a făcut dificil să se vadă ce era sub ei. Doar metodele radar au făcut posibilă pentru prima dată studierea topografiei planetei, deoarece norii venusieni s-au dovedit a fi transparenți pentru undele radio. S-a constatat că există multe urme de activitate vulcanică pe suprafața lui Venus, dar nu au fost găsiți vulcani activi. Există foarte puține cratere, ceea ce indică „tinerețea” planetei: vârsta sa este de aproximativ 500 de milioane de ani.

Educaţie

Venus, în condițiile și caracteristicile sale de mișcare, este foarte diferită de alte planete din sistemul solar. Și este încă imposibil să răspundem la întrebarea care este motivul pentru o astfel de unicitate. În primul rând, acesta este rezultatul evoluției naturale sau al proceselor geochimice cauzate de apropierea de Soare.

Conform unei singure ipoteze a originii planetelor din sistemul nostru, toate au apărut dintr-o nebuloasă gigantică protoplanetară. Datorită acestui fapt, compoziția tuturor atmosferelor a fost aceeași mult timp. După ceva timp, doar planetele gigantice reci au putut să rețină cele mai comune elemente - hidrogen și heliu. De pe planetele mai aproape de Soare, aceste substanțe au fost de fapt „suflate” în spațiul cosmic și au inclus elemente mai grele - metale, oxizi și sulfuri. Atmosferele planetare s-au format în primul rând prin activitatea vulcanică, iar compoziția lor inițială depindea de compoziția gazelor vulcanice din adâncuri.

Atmosfera

Venus are o atmosferă foarte puternică care își ascunde suprafața de observația directă. Majoritatea constă din dioxid de carbon (96%), 3% este azot, iar alte substanțe - argon, vapori de apă și altele - chiar mai puțin. În plus, norii de acid sulfuric sunt prezenți în volume mari în atmosferă și ei sunt cei care o fac opace la lumina vizibilă, dar radiațiile infraroșii, cu microunde și radio trec prin ei. Atmosfera lui Venus este de 90 de ori mai masivă decât cea a Pământului și, de asemenea, mult mai caldă - temperatura sa este de 740 K. Motivul acestei încălziri (mai mult decât pe suprafața lui Mercur, care este mai aproape de Soare) constă în efectul de seră. care rezultă din densitatea mare a dioxidului de carbon - atmosfera principală componentă. Înălțimea atmosferei venusiane este de aproximativ 250-350 km.

Atmosfera lui Venus circulă constant și se rotește foarte repede. Perioada sa de rotație este de multe ori mai scurtă decât cea a planetei în sine - doar 4 zile. Viteza vântului este, de asemenea, enormă - aproximativ 100 m/s în straturile superioare, ceea ce este mult mai mare decât pe Pământ. Cu toate acestea, la altitudini joase mișcarea vântului slăbește semnificativ și atinge doar aproximativ 1 m/s. La polii planetei se formează anticicloni puternici – vortexuri polare care au o formă de S.

La fel ca și cea a Pământului, atmosfera lui Venus este formată din mai multe straturi. Stratul inferior - troposfera - este cel mai dens (99% din masa totală a atmosferei) și se extinde până la o altitudine medie de 65 km. Datorită temperaturii ridicate a suprafeței, partea inferioară a acestui strat este cea mai fierbinte din atmosferă. Viteza vântului și aici este redusă, dar odată cu creșterea altitudinii crește, iar temperatura și presiunea scad, iar la o altitudine de aproximativ 50 km se apropie deja de valorile terestre. În troposferă se observă cea mai mare circulație a norilor și vântului și se observă fenomene meteorologice - vârtej, uragane care se repezi cu mare viteză și chiar fulgere, care lovesc aici de două ori mai des decât pe Pământ.

Între troposferă și următorul strat - mezosferă - există o limită subțire - tropopauza. Aici condițiile sunt cel mai asemănătoare cu cele de pe suprafața pământului: temperaturile variază între 20 și 37 °C, iar presiunea este aproximativ aceeași ca la nivelul mării.

Mezosfera ocupă altitudini de la 65 la 120 km. Partea sa inferioară are o temperatură aproape constantă de 230 K. La o altitudine de aproximativ 73 km, începe stratul de nor, iar aici temperatura mezosferei scade treptat odată cu altitudinea până la 165 K. La aproximativ o altitudine de 95 km, mezopauza începe și aici atmosfera începe din nou să se încălzească până la valori de ordinul 300-400 K. Temperatura este aceeași pentru termosfera situată deasupra, extinzându-se până la limitele superioare ale atmosferei. Este de remarcat faptul că, în funcție de iluminarea suprafeței planetei de către Soare, temperaturile straturilor de pe părțile de zi și de noapte diferă semnificativ: de exemplu, valorile pe timp de zi pentru termosferă sunt de aproximativ 300 K, iar valorile pe timp de noapte ​​sunt doar aproximativ 100 K. În plus, Venus are și o ionosferă extinsă la altitudini de 100 – 300 km.

La o altitudine de 100 km în atmosfera lui Venus există un strat de ozon. Mecanismul formării sale este similar cu cel de pe Pământ.

Venus nu are propriul câmp magnetic, dar există o magnetosferă indusă formată din fluxuri de particule ionizate de vânt solar, aducând cu ele câmpul magnetic al stelei, înghețat în materia coronară. Liniile de forță ale câmpului magnetic indus par să curgă în jurul planetei. Dar, din cauza absenței câmpului propriu, vântul solar pătrunde liber în atmosfera sa, provocându-și scurgerea prin coada magnetosferică.

Atmosfera densă și opacă practic nu permite luminii soarelui să ajungă la suprafața lui Venus, așa că iluminarea acesteia este foarte scăzută.

Structura

Fotografie dintr-o navă spațială interplanetară

Informațiile despre topografia și structura internă a lui Venus au devenit disponibile relativ recent datorită dezvoltării radarului. Imaginile radio ale planetei au făcut posibilă crearea unei hărți a suprafeței sale. Se știe că peste 80% din suprafață este umplută cu lavă bazaltică, iar acest lucru sugerează că relieful modern al lui Venus a fost format în principal din erupții vulcanice. Într-adevăr, la suprafața planetei există o mulțime de vulcani, în special cei mici, cu un diametru de aproximativ 20 de kilometri și o înălțime de 1,5 km. Este imposibil de spus momentan dacă vreunul dintre ei este activ. Există mult mai puține cratere pe Venus decât pe alte planete terestre, deoarece atmosfera densă împiedică majoritatea corpurilor cerești să pătrundă prin ea. În plus, navele spațiale au descoperit dealuri de până la 11 km înălțime pe suprafața lui Venus, ocupând aproximativ 10% din suprafața totală.

Un model unificat al structurii interne a lui Venus nu a fost dezvoltat până în prezent. Conform celei mai probabile, planeta este formată dintr-o crustă subțire (aproximativ 15 km), o manta de peste 3000 km grosime și un miez masiv de fier-nichel în centru. Absența unui câmp magnetic pe Venus poate fi explicată prin absența particulelor încărcate în mișcare în miez. Aceasta înseamnă că miezul planetei este solid, deoarece nu există nicio mișcare a materiei în interiorul său.

Observare

Deoarece Venus este cea mai apropiată dintre toate planetele de Pământ și, prin urmare, este cea mai vizibilă pe cer, observarea acesteia nu va fi dificilă. Este vizibilă cu ochiul liber chiar și în timpul zilei, dar noaptea sau la amurg, Venus apare ochiului ca cea mai strălucitoare „stea” de pe sfera cerească, cu o magnitudine de -4,4. m. Datorită luminozității atât de impresionante, planeta poate fi observată cu ajutorul unui telescop chiar și în timpul zilei.

La fel ca Mercur, Venus nu se deplasează foarte departe de Soare. Unghiul maxim de deviere este de 47 °. Cel mai convenabil este să-l observați cu puțin timp înainte de răsărit sau imediat după apus, când Soarele este încă sub orizont și nu interferează cu observarea cu lumina sa strălucitoare, iar cerul nu este încă suficient de întunecat pentru ca planeta să strălucească prea puternic. Deoarece detaliile de pe discul lui Venus sunt subtile în observații, este necesar să folosiți un telescop de înaltă calitate. Și chiar și în el, cel mai probabil, există doar un cerc cenușiu fără detalii. Cu toate acestea, în condiții bune și echipamente de înaltă calitate, uneori este încă posibil să se vadă forme întunecate, bizare și pete albe formate de norii atmosferici. Binoclulurile sunt utile doar pentru căutarea lui Venus pe cer și pentru cele mai simple observații ale acesteia.

Atmosfera de pe Venus a fost descoperită de M.V. Lomonosov în timpul trecerii sale peste discul solar în 1761.

Venus, ca și Luna și Mercur, are faze. Acest lucru se explică prin faptul că orbita sa este mai aproape de Soare decât cea a Pământului și, prin urmare, atunci când planeta se află între Pământ și Soare, doar o parte a discului său este vizibilă.

Zona de tropopauză din atmosfera lui Venus, din cauza unor condiții similare cu cele de pe Pământ, este luată în considerare pentru amplasarea stațiilor de cercetare acolo și chiar pentru colonizare.

Venus nu are sateliți, dar de mult timp a existat o ipoteză conform căreia a fost anterior Mercur, dar din cauza unei influențe catastrofale externe și-a părăsit câmpul gravitațional și a devenit o planetă independentă. În plus, Venus are un cvasatelit - un asteroid, a cărui orbită în jurul Soarelui este astfel încât să nu scape mult timp de influența planetei.

În iunie 2012, a avut loc ultima trecere a lui Venus peste discul Soarelui în acest secol, observată complet în Oceanul Pacific și aproape în toată Rusia. Ultimul pasaj a fost observat în 2004, iar cele mai vechi - în secolul al XIX-lea.

Datorită multor asemănări cu planeta noastră, viața pe Venus a fost considerată posibilă multă vreme. Dar, din moment ce a devenit cunoscut despre compoziția atmosferei sale, efectul de seră și alte condiții climatice, este evident că o astfel de viață terestră pe această planetă este imposibilă.

Venus este unul dintre candidații pentru terraformare - schimbând clima, temperatura și alte condiții de pe planetă pentru a o face potrivită pentru viața de pe organismele Pământului. În primul rând, acest lucru va necesita furnizarea unei cantități suficiente de apă către Venus pentru a începe procesul de fotosinteză. De asemenea, este necesar să reduceți semnificativ temperatura de pe suprafață. Pentru a face acest lucru, este necesar să se anuleze efectul de seră prin transformarea dioxidului de carbon în oxigen, ceea ce ar putea fi făcut de cianobacteriile, care ar trebui să fie dispersate în atmosferă.

Venus– a doua planetă a sistemului solar: masă, mărime, distanță față de Soare și planete, orbită, compoziție, temperatură, fapte interesante, istoria cercetărilor.

Venus este a doua planetă de la Soareși cea mai fierbinte planetă din sistemul solar. Pentru oamenii antici, Venus a fost un însoțitor constant. Este o stea de seară și cea mai strălucitoare vecină care a fost observată de mii de ani după recunoașterea naturii sale planetare. De aceea apare în mitologie și a fost remarcat în multe culturi și popoare. Cu fiecare secol, interesul a crescut, iar aceste observații au ajutat la înțelegerea structurii sistemului nostru. Înainte de a începe descrierea și caracteristicile, aflați fapte interesante despre Venus.

Fapte interesante despre planeta Venus

O zi durează mai mult de un an

• Axa de rotație (zi siderale) durează 243 de zile, iar calea orbitală se întinde pe 225 de zile. O zi însorită durează 117 zile.

Se rotește în direcția opusă

• Venus poate fi retrograd, adică se rotește în direcția opusă. Poate că a fost o coliziune cu un asteroid mare în trecut. Se distinge și prin absența sateliților.

Al doilea ca strălucire pe cer

• Pentru un observator pământesc, doar Luna este mai strălucitoare decât Venus. Cu o magnitudine de la -3,8 la -4,6, planeta este atât de strălucitoare încât apare periodic în mijlocul zilei.

Presiunea atmosferică este de 92 de ori mai mare decât cea a Pământului

• Deși au dimensiuni similare, suprafața lui Venus nu este atât de craterizată pe cât atmosfera groasă șterge asteroizii care vin. Presiunea pe suprafața sa este comparabilă cu ceea ce se simte la adâncimi mari.

Venus - soră pământească

• Diferența dintre diametrele lor este de 638 km, iar masa lui Venus ajunge la 81,5% din cea a Pământului. De asemenea, ele converg în structură.

Numit Steaua de dimineață și de seară

• Oamenii antici credeau că în fața lor se aflau două obiecte diferite: Lucifer și Vecernia (dintre romani). Cert este că orbita sa o depășește pe cea a Pământului și planeta apare noaptea sau ziua. A fost descrisă în detaliu de mayași în anul 650 î.Hr.

Cea mai fierbinte planetă

• Temperatura planetei crește la 462°C. Venus nu are o înclinare axială remarcabilă, așa că îi lipsește sezonalitatea. Stratul atmosferic dens este reprezentat de dioxid de carbon (96,5%) și reține căldura, creând un efect de seră.

Studiu finalizat în 2015

• În 2006, nava spațială Venus Express a fost trimisă pe planetă și a intrat pe orbita ei. Misiunea a acoperit inițial 500 de zile, dar ulterior a fost prelungită până în 2015. A reușit să găsească mai mult de o mie de vulcani și centre vulcanice cu o lungime de 20 km.

Prima misiune a aparținut URSS

• În 1961, sonda sovietică Venera 1 a pornit spre Venus, dar contactul s-a întrerupt rapid. Același lucru s-a întâmplat cu American Mariner 1. În 1966, URSS a reușit să coboare primul aparat (Venera-3). Acest lucru a ajutat să se vadă suprafața ascunsă în spatele ceață densă acidă. Cercetările au progresat odată cu apariția cartografierii radiografice în anii 1960. Se crede că în trecut planeta avea oceane care s-au evaporat din cauza creșterii temperaturii.

Dimensiunea, masa și orbita planetei Venus

Există multe asemănări între Venus și Pământ, motiv pentru care vecinul este adesea numit sora Pământului. După masă - 4,8866 x 10 24 kg (81,5% din suprafața pământului), suprafață - 4,60 x 10 8 km 2 (90%) și volum - 9,28 x 10 11 km 3 (86,6%).

Distanța de la Soare la Venus ajunge la 0,72 UA. e. (108.000.000 km), iar lumea este practic lipsită de excentricitate. Afeliul său atinge 108.939.000 km, iar periheliul său ajunge la 107.477.000 km. Deci putem considera că aceasta este cea mai circulară cale orbitală dintre toate planetele. Fotografia de jos demonstrează cu succes o comparație a dimensiunilor lui Venus și ale Pământului.

Când Venus se află între noi și Soare, se apropie de Pământ cel mai aproape de toate planetele - 41 de milioane de km. Acest lucru se întâmplă o dată la 584 de zile. Calea orbitală durează 224,65 zile (61,5% din cea a Pământului).

Ecuatorial	6051,5 km
Raza medie	6051,8 km
Suprafață	4,60 10 8 km²
Volum	9,38 10 11 km³
Greutate	4,86 10 24 kg
Densitate medie	5,24 g/cm³
Accelerație gratuită cade la ecuator	8,87 m/s² 0,904 g
Prima viteză de evacuare	7.328 km/s
A doua viteză de evacuare	10,363 km/s
Viteza ecuatorială rotație	6,52 km/h
Perioada de rotație	243,02 zile
Înclinarea axei	177,36°
Ascensiunea dreaptă polul Nord	18 h 11 min 2 s 272,76°
Declinația nordică	67,16°
Albedo	0,65
Vizibil stelar magnitudinea	−4,7
Diametru unghiular	9.7"–66.0"

Venus nu este o planetă foarte standard și iese în evidență pentru mulți. Dacă aproape toate planetele în ordine din sistemul solar se rotesc în sens invers acelor de ceasornic, atunci Venus se rotește în sensul acelor de ceasornic. În plus, procesul are loc lent și una dintre zilele sale acoperă 243 de cele pământești. Se pare că ziua siderale este mai lungă decât anul planetar.

Compoziția și suprafața planetei Venus

Se crede că structura internă seamănă cu cea a Pământului cu miez, manta și crustă. Miezul trebuie să fie cel puțin parțial lichid, deoarece ambele planete s-au răcit aproape simultan.

Dar tectonica plăcilor vorbește despre diferențe. Crusta lui Venus este prea puternică, ceea ce a dus la o scădere a pierderilor de căldură. Acesta poate fi motivul lipsei câmpului magnetic intern. Studiați structura lui Venus din imagine.

Crearea suprafeței a fost influențată de activitatea vulcanică. Pe planetă există aproximativ 167 de vulcani mari (mai mulți decât pe Pământ), a căror înălțime depășește 100 km. Prezența lor se bazează pe absența mișcării tectonice, motiv pentru care ne uităm la crusta antică. Vârsta sa este estimată la 300-600 de milioane de ani.

Se crede că vulcanii încă pot erupe lavă. Misiunile sovietice, precum și observațiile ESA, au confirmat prezența furtunilor cu fulgere în stratul atmosferic. Venus nu are precipitațiile obișnuite, așa că fulgerul poate fi creat de un vulcan.

Ei au remarcat, de asemenea, o creștere/scădere periodică a cantității de dioxid de sulf, ceea ce vorbește în favoarea erupțiilor. Imaginile IR detectează punctele fierbinți care sugerează lavă. Se poate observa ca suprafata pastreaza perfect cratere, dintre care sunt aproximativ 1000. Pot ajunge la 3-280 km in diametru.

Nu veți găsi cratere mai mici, deoarece asteroizii mici pur și simplu ard în atmosfera densă. Pentru a ajunge la suprafață, este necesar să depășești 50 de metri în diametru.

Atmosfera și temperatura planetei Venus

Anterior a fost extrem de dificil de văzut suprafața lui Venus, deoarece vederea era blocată de o ceață atmosferică incredibil de densă, reprezentată de dioxid de carbon cu mici amestecuri de azot. Presiunea este de 92 de bari, iar masa atmosferică este de 93 de ori mai mare decât cea a pământului.

Să nu uităm că Venus este cea mai fierbinte dintre planetele solare. Media este de 462°C, care rămâne stabilă zi și noapte. Totul este despre prezența unei cantități uriașe de CO 2, care, împreună cu norii de dioxid de sulf, formează un puternic efect de seră.

Suprafața se caracterizează prin izotermă (nu afectează deloc distribuția sau schimbările de temperatură). Înclinarea minimă a axei este de 3°, ceea ce, de asemenea, nu permite să apară anotimpurile. Schimbările de temperatură se observă numai cu altitudinea.

Este de remarcat faptul că temperatura în cel mai înalt punct al Muntelui Maxwell atinge 380°C, iar presiunea atmosferică este de 45 bar.

Dacă te afli pe planetă, vei întâlni imediat curenți puternici de vânt a căror accelerație ajunge la 85 km/s. Ei călătoresc în jurul întregii planete în 4-5 zile. În plus, norii denși sunt capabili să formeze fulgere.

Atmosfera lui Venus

Astronomul Dmitri Titov despre regimul de temperatură de pe planetă, norii de acid sulfuric și efectul de seră:

Istoria studiului planetei Venus

Oamenii din antichitate știau despre existența sa, dar credeau în mod eronat că în fața lor se aflau două obiecte diferite: stelele de dimineață și cele de seară. Este demn de remarcat faptul că Venus a început oficial să fie percepută ca un singur obiect în secolul al VI-lea î.Hr. e., dar în 1581 î.Hr. e. A existat o tăbliță babiloniană care explica în mod clar adevărata natură a planetei.

Pentru mulți, Venus a devenit personificarea zeiței iubirii. Grecii au numit după Afrodita, iar pentru romani apariția dimineții a devenit Lucifer.

În 1032, Avicenna a observat pentru prima dată trecerea lui Venus în fața Soarelui și și-a dat seama că planeta era situată mai aproape de Pământ decât de Soare. În secolul al XII-lea, Ibn Bajay a găsit două puncte negre, care au fost explicate mai târziu prin tranzitele lui Venus și Mercur.

În 1639, tranzitul a fost monitorizat de Jeremiah Horrocks. Galileo Galilei și-a folosit instrumentul la începutul secolului al XVII-lea și a notat fazele planetei. Aceasta a fost o observație extrem de importantă, care a indicat că Venus a făcut în jurul Soarelui, ceea ce înseamnă că Copernic avea dreptate.

În 1761, Mihail Lomonosov a descoperit o atmosferă pe planetă, iar în 1790, Johann Schröter a notat-o.

Prima observație serioasă a fost făcută de Chester Lyman în 1866. În jurul părții întunecate a planetei era un inel complet de lumină, care a sugerat încă o dată prezența unei atmosfere. Primul sondaj UV a fost efectuat în anii 1920.

Observațiile spectroscopice au relevat particularitățile rotației. Vesto Slifer încerca să determine schimbarea Doppler. Dar când a eșuat, a început să ghicească că planeta se întoarse prea încet. Mai mult, în anii 1950. Ne-am dat seama că avem de-a face cu rotația retrogradă.

Radarul a fost folosit în anii 1960. şi a obţinut viteze de rotaţie apropiate de cele moderne. S-a vorbit despre caracteristici precum Muntele Maxwell datorită Observatorului Arecibo.

Explorarea planetei Venus

Oamenii de știință din URSS au început să studieze în mod activ Venus, iar în anii 1960. a trimis mai multe nave spațiale. Prima misiune s-a încheiat cu eșec, deoarece nici măcar nu a ajuns pe planetă.

Același lucru s-a întâmplat cu prima încercare americană. Dar Mariner 2, trimis în 1962, a reușit să treacă la o distanță de 34.833 km de suprafața planetară. Observațiile au confirmat prezența căldurii mari, care a pus capăt imediat tuturor speranțelor pentru prezența vieții.

Primul dispozitiv de la suprafață a fost sovieticul Venera 3, care a aterizat în 1966. Dar informațiile nu au fost obținute niciodată, deoarece conexiunea a fost imediat întreruptă. În 1967, a sosit Venera 4. Pe măsură ce a coborât, mecanismul a determinat temperatura și presiunea. Dar bateriile s-au terminat rapid și s-a pierdut comunicarea în timp ce el era încă în curs de coborâre.

Mariner 10 a zburat la o altitudine de 4000 km în 1967. A primit informații despre presiunea, densitatea atmosferică și compoziția planetei.

În 1969, au sosit și Venus 5 și 6 și au reușit să transmită date în timpul coborârii lor de 50 de minute. Dar oamenii de știință sovietici nu au renunțat. Venera 7 s-a prăbușit la suprafață, dar a reușit să transmită informații timp de 23 de minute.

Din 1972-1975 URSS a mai lansat trei sonde, care au reușit să obțină primele imagini ale suprafeței.

Peste 4.000 de imagini au fost făcute de Mariner 10 în drum spre Mercur. La sfârşitul anilor '70. NASA a pregătit două sonde (Pioneers), dintre care una trebuia să studieze atmosfera și să creeze o hartă a suprafeței, iar a doua să intre în atmosferă.

În 1985, a fost lansat programul Vega, unde dispozitivele trebuiau să exploreze cometa Halley și să meargă la Venus. Au aruncat sonde, dar atmosfera s-a dovedit a fi mai turbulentă, iar mecanismele au fost înlăturate de vânturi puternice.

În 1989, Magellan a mers pe Venus cu radarul său. A petrecut 4,5 ani pe orbită și a fotografiat 98% din suprafață și 95% din câmpul gravitațional. În cele din urmă, a fost trimis la moarte în atmosferă pentru a obține date de densitate.

Galileo și Cassini au observat Venus în treacăt. Și în 2007 au trimis MESSENGER, care a putut să facă niște măsurători în drum spre Mercur. Atmosfera și norii au fost, de asemenea, monitorizate de sonda Venus Express în 2006. Misiunea s-a încheiat în 2014.

Agenția japoneză JAXA a trimis sonda Akatsuki în 2010, dar nu a reușit să intre pe orbită.

În 2013, NASA a trimis un telescop spațial suborbital experimental care a studiat lumina UV din atmosfera planetei pentru a investiga cu precizie istoria apei lui Venus.

Tot în 2018, ESA poate lansa proiectul BepiColombo. Există și zvonuri despre proiectul Venus In-Situ Explorer, care ar putea începe în 2022. Scopul său este de a studia caracteristicile regolitului. Rusia poate trimite și nava spațială Venera-D în 2024, pe care intenționează să o coboare la suprafață.

Datorită apropierii de noi, precum și a asemănării în anumiți parametri, au existat cei care se așteptau să descopere viața pe Venus. Acum știm despre ospitalitatea ei infernală. Dar există o părere că a avut cândva apă și o atmosferă favorabilă. Mai mult, planeta se află în interiorul zonei locuibile și are un strat de ozon. Desigur, efectul de seră a dus la dispariția apei cu miliarde de ani în urmă.

Totuși, asta nu înseamnă că nu putem conta pe colonii umane. Condițiile cele mai potrivite sunt situate la o altitudine de 50 km. Acestea vor fi orașe aeriene bazate pe dirijabile durabile. Desigur, toate acestea sunt greu de făcut, dar aceste proiecte demonstrează că ne interesează în continuare acest vecin. Între timp, suntem nevoiți să o urmărim de la distanță și să visăm la viitoare așezări. Acum știi care este planeta Venus. Asigurați-vă că urmați linkurile pentru mai multe fapte interesante și consultați harta suprafeței lui Venus.

Click pe imagine pentru a o mari

Articole utile.

Planetele Sistemului Solar

Potrivit poziției oficiale a Uniunii Astronomice Internaționale (IAU), organizația care atribuie nume obiectelor astronomice, există doar 8 planete.

Pluto a fost scos din categoria planetelor în 2006. deoarece Există obiecte în centura Kuiper care sunt mai mari/egale ca dimensiuni cu Pluto. Prin urmare, chiar dacă îl luăm ca pe un corp ceresc cu drepturi depline, atunci este necesar să adăugăm Eris la această categorie, care are aproape aceeași dimensiune cu Pluto.

După definiția MAC, există 8 planete cunoscute: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun.

Toate planetele sunt împărțite în două categorii în funcție de caracteristicile lor fizice: planete terestre și giganți gazosi.

Reprezentarea schematică a locației planetelor

Planete terestre

Mercur

Cea mai mică planetă din sistemul solar are o rază de doar 2440 km. Perioada de revoluție în jurul Soarelui, echivalată cu un an pământesc pentru ușurință de înțelegere, este de 88 de zile, în timp ce Mercur reușește să se rotească în jurul propriei axe doar o dată și jumătate. Astfel, ziua lui durează aproximativ 59 de zile pământești. Multă vreme s-a crezut că această planetă a întors întotdeauna aceeași parte către Soare, deoarece perioadele de vizibilitate a acesteia de pe Pământ se repetau cu o frecvență aproximativ egală cu patru zile Mercur. Această concepție greșită a fost înlăturată odată cu apariția capacității de a utiliza cercetarea radar și de a efectua observații continue folosind stații spațiale. Orbita lui Mercur este una dintre cele mai instabile; nu numai viteza de mișcare și distanța sa față de Soare se schimbă, ci și poziția în sine. Oricine este interesat poate observa acest efect.

Mercur în culoare, imagine de la sonda spațială MESSENGER

Apropierea sa de Soare este motivul pentru care Mercur este supus celor mai mari schimbări de temperatură dintre planetele din sistemul nostru. Temperatura medie în timpul zilei este de aproximativ 350 de grade Celsius, iar cea pe timp de noapte este de -170 °C. În atmosferă au fost detectate sodiu, oxigen, heliu, potasiu, hidrogen și argon. Există o teorie conform căreia a fost anterior un satelit al lui Venus, dar până acum acest lucru rămâne nedovedit. Nu are proprii sateliți.

Venus

A doua planetă de la Soare, atmosfera este compusă aproape în întregime din dioxid de carbon. Este adesea numită Steaua Dimineții și Steaua Serii, deoarece este prima dintre stele care devine vizibilă după apus, la fel cum înainte de zori continuă să fie vizibilă chiar și atunci când toate celelalte stele au dispărut din vedere. Procentul de dioxid de carbon din atmosferă este de 96%, există relativ puțin azot în el - aproape 4%, iar vaporii de apă și oxigenul sunt prezenți în cantități foarte mici.

Venus în spectrul UV

O astfel de atmosferă creează un efect de seră; temperatura de la suprafață este chiar mai mare decât cea a lui Mercur și atinge 475 °C. Considerată cea mai lentă, o zi venusiană durează 243 de zile pământești, ceea ce este aproape egal cu un an pe Venus - 225 de zile pământești. Mulți o numesc sora Pământului din cauza masei și razei sale, ale căror valori sunt foarte apropiate de cele ale Pământului. Raza lui Venus este de 6052 km (0,85% din cea a Pământului). Ca și Mercur, nu există sateliți.

A treia planetă de la Soare și singura din sistemul nostru unde există apă lichidă la suprafață, fără de care viața de pe planetă nu s-ar fi putut dezvolta. Cel puțin viața așa cum o cunoaștem noi. Raza Pământului este de 6371 km și, spre deosebire de alte corpuri cerești din sistemul nostru, peste 70% din suprafața sa este acoperită cu apă. Restul spațiului este ocupat de continente. O altă caracteristică a Pământului sunt plăcile tectonice ascunse sub mantaua planetei. În același timp, sunt capabili să se deplaseze, deși cu o viteză foarte mică, ceea ce de-a lungul timpului provoacă schimbări în peisaj. Viteza planetei care se deplasează de-a lungul ei este de 29-30 km/sec.

Planeta noastră din spațiu

O revoluție în jurul axei sale durează aproape 24 de ore, iar o trecere completă prin orbită durează 365 de zile, ceea ce este mult mai lung în comparație cu cele mai apropiate planete învecinate. Ziua și anul Pământului sunt, de asemenea, acceptate ca standard, dar acest lucru se face numai pentru confortul perceperii perioadelor de timp pe alte planete. Pământul are un satelit natural - Luna.

Marte

A patra planetă de la Soare, cunoscută pentru atmosfera sa subțire. Din 1960, Marte a fost explorat activ de oameni de știință din mai multe țări, inclusiv URSS și SUA. Nu toate programele de explorare au avut succes, dar apa găsită în unele situri sugerează că viața primitivă există pe Marte sau a existat în trecut.

Luminozitatea acestei planete îi permite să fie văzută de pe Pământ fără niciun instrument. Mai mult, o dată la 15-17 ani, în timpul Confruntării, devine cel mai strălucitor obiect de pe cer, eclipsând chiar și Jupiter și Venus.

Raza este aproape jumătate din cea a Pământului și este de 3390 km, dar anul este mult mai lung - 687 de zile. Are 2 sateliți - Phobos și Deimos .

Model vizual al sistemului solar

Atenţie! Animația funcționează numai în browsere care acceptă standardul -webkit (Google Chrome, Opera sau Safari).

• Soare

  Soarele este o stea care este o minge fierbinte de gaze fierbinți în centrul sistemului nostru solar. Influența sa se extinde cu mult dincolo de orbitele lui Neptun și Pluto. Fără Soare și energia și căldura sa intensă, nu ar exista viață pe Pământ. Există miliarde de stele precum Soarele nostru împrăștiate în toată galaxia Calea Lactee.

• Mercur

  Mercur ars de soare este doar puțin mai mare decât satelitul Pământului, Luna. La fel ca și Luna, Mercur este practic lipsit de atmosferă și nu poate netezi urmele impactului de la meteoriți în cădere, așa că, la fel ca și Luna, este acoperit cu cratere. Partea de zi a lui Mercur devine foarte fierbinte de la Soare, în timp ce pe partea de noapte temperatura scade cu sute de grade sub zero. Există gheață în craterele lui Mercur, care sunt situate la poli. Mercur completează o revoluție în jurul Soarelui la fiecare 88 de zile.

• Venus

  Venus este o lume de căldură monstruoasă (chiar mai mult decât pe Mercur) și activitate vulcanică. Asemănătoare ca structură și dimensiune cu Pământul, Venus este acoperită de o atmosferă groasă și toxică care creează un puternic efect de seră. Această lume arsă este suficient de fierbinte pentru a topi plumbul. Imaginile radar prin atmosfera puternică au scos la iveală vulcani și munți deformați. Venus se rotește în direcția opusă rotației majorității planetelor.

• Pământul este o planetă oceanică. Casa noastră, cu abundența sa de apă și viață, o face unică în sistemul nostru solar. Alte planete, inclusiv mai multe luni, au și depozite de gheață, atmosfere, anotimpuri și chiar vreme, dar numai pe Pământ toate aceste componente s-au reunit într-un mod care a făcut posibilă viața.

• Marte

  Deși detaliile suprafeței lui Marte sunt greu de văzut de pe Pământ, observațiile cu telescopul indică faptul că Marte are anotimpuri și pete albe la poli. Timp de decenii, oamenii au crezut că zonele luminoase și întunecate de pe Marte erau pete de vegetație, că Marte ar putea fi un loc potrivit pentru viață și că apa există în calotele polare. Când nava spațială Mariner 4 a ajuns pe Marte în 1965, mulți oameni de știință au fost șocați să vadă fotografii ale planetei tulburi, cu cratere. Marte s-a dovedit a fi o planetă moartă. Misiuni mai recente, însă, au dezvăluit că Marte deține multe mistere care rămân de rezolvat.

• Jupiter

  Jupiter este cea mai masivă planetă din sistemul nostru solar, cu patru luni mari și multe luni mici. Jupiter formează un fel de sistem solar în miniatură. Pentru a deveni o stea cu drepturi depline, Jupiter trebuia să devină de 80 de ori mai masiv.

• Saturn

  Saturn este cea mai îndepărtată dintre cele cinci planete cunoscute înainte de inventarea telescopului. La fel ca Jupiter, Saturn este compus în principal din hidrogen și heliu. Volumul său este de 755 de ori mai mare decât cel al Pământului. Vânturile din atmosfera sa ating viteze de 500 de metri pe secundă. Aceste vânturi rapide, combinate cu căldura care se ridică din interiorul planetei, provoacă dungile galbene și aurii pe care le vedem în atmosferă.

• Uranus

  Prima planetă găsită cu ajutorul unui telescop, Uranus a fost descoperită în 1781 de astronomul William Herschel. A șaptea planetă este atât de departe de Soare încât o revoluție în jurul Soarelui durează 84 de ani.

• Neptun

  Neptunul îndepărtat se rotește la aproape 4,5 miliarde de kilometri de Soare. Îi ia 165 de ani pentru a finaliza o revoluție în jurul Soarelui. Este invizibil cu ochiul liber datorită distanței mari de Pământ. Interesant este că orbita sa eliptică neobișnuită se intersectează cu orbita planetei pitice Pluto, motiv pentru care Pluto se află în interiorul orbitei lui Neptun timp de aproximativ 20 de ani din 248 în care face o revoluție în jurul Soarelui.

• Pluton

  Micut, rece și incredibil de îndepărtat, Pluto a fost descoperit în 1930 și a fost mult timp considerat a noua planetă. Dar după descoperirile unor lumi asemănătoare lui Pluto care erau și mai îndepărtate, Pluto a fost reclasificat ca planetă pitică în 2006.

Planetele sunt giganți

Dincolo de orbita lui Marte sunt patru giganți gazosi: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun. Sunt situate în sistemul solar exterior. Se disting prin masivitatea și compoziția gazului.

Planetele sistemului solar, nu la scară

Jupiter

A cincea planetă de la Soare și cea mai mare planetă din sistemul nostru. Raza sa este de 69912 km, este de 19 ori mai mare decât Pământul și doar de 10 ori mai mică decât Soarele. Anul pe Jupiter nu este cel mai lung din sistemul solar, având o durată de 4333 de zile pământești (mai puțin de 12 ani). Ziua lui are o durată de aproximativ 10 ore pământești. Compoziția exactă a suprafeței planetei nu a fost încă determinată, dar se știe că criptonul, argonul și xenonul sunt prezente pe Jupiter în cantități mult mai mari decât pe Soare.

Există o părere că unul dintre cei patru giganți gazosi este de fapt o stea eșuată. Această teorie este susținută și de cel mai mare număr de sateliți, dintre care Jupiter are mulți - până la 67. Pentru a-și imagina comportamentul pe orbita planetei, aveți nevoie de un model destul de precis și clar al sistemului solar. Cele mai mari dintre ele sunt Callisto, Ganymede, Io și Europa. Mai mult, Ganimede este cel mai mare satelit al planetelor din întregul sistem solar, raza sa este de 2634 km, ceea ce este cu 8% mai mare decât dimensiunea lui Mercur, cea mai mică planetă din sistemul nostru. Io are distincția de a fi una dintre cele trei luni cu atmosferă.

Saturn

A doua cea mai mare planetă și a șasea din sistemul solar. În comparație cu alte planete, este cel mai asemănător cu Soarele în compoziția elementelor chimice. Raza suprafeței este de 57.350 km, anul este de 10.759 de zile (aproape 30 de ani pământeni). O zi aici durează puțin mai mult decât pe Jupiter - 10,5 ore pământești. În ceea ce privește numărul de sateliți, nu este cu mult în urmă vecinului său - 62 față de 67. Cel mai mare satelit al lui Saturn este Titan, la fel ca Io, care se distinge prin prezența unei atmosfere. Puțin mai mici ca dimensiuni, dar nu mai puțin faimoși sunt Enceladus, Rhea, Dione, Tethys, Iapet și Mimas. Acești sateliți sunt obiectele cele mai frecvente observații și, prin urmare, putem spune că sunt cei mai studiati în comparație cu ceilalți.

Multă vreme, inelele de pe Saturn au fost considerate un fenomen unic unic pentru acesta. Abia recent s-a stabilit că toți giganții gazoși au inele, dar în alții nu sunt atât de clar vizibili. Originea lor nu a fost încă stabilită, deși există mai multe ipoteze despre modul în care au apărut. În plus, s-a descoperit recent că Rhea, unul dintre sateliții celei de-a șasea planete, are și un fel de inele.

Și al treilea cel mai strălucitor obiect de pe cer după Soare și Lună. Această planetă este uneori numită sora pământului, care este asociat cu o anumită similitudine în greutate și dimensiune. Suprafața lui Venus este acoperită cu un strat complet impenetrabil de nori, a cărui componentă principală este acidul sulfuric.

Denumire Venus Planeta a fost numită după zeița romană a iubirii și frumuseții. În vremea vechilor romani, oamenii știau deja că această Venus este una dintre cele patru planete diferite de Pământ. A fost cea mai mare luminozitate a planetei, proeminența lui Venus, care a jucat un rol în a fi numită după zeița iubirii, iar acest lucru a permis planetei să fie asociată cu dragostea, feminitatea și romantismul timp de ani de zile.

Multă vreme s-a crezut că Venus și Pământul sunt planete gemene. Motivul pentru aceasta a fost asemănarea lor în dimensiune, densitate, masă și volum. Cu toate acestea, mai târziu oamenii de știință au descoperit că, în ciuda asemănării evidente a acestor caracteristici planetare, planetele sunt foarte diferite unele de altele. Vorbim despre parametri precum atmosfera, rotația, temperatura suprafeței și prezența sateliților (Venus nu îi are).

Ca și în cazul lui Mercur, cunoașterea umanității despre Venus a crescut semnificativ în a doua jumătate a secolului XX. Înainte ca Statele Unite și Uniunea Sovietică să înceapă să organizeze misiuni în anii 1960, oamenii de știință încă mai aveau speranța că condițiile de sub norii incredibil de deni ai lui Venus ar putea fi potrivite pentru viață. Dar datele colectate în urma acestor misiuni au dovedit contrariul – condițiile de pe Venus sunt prea dure pentru ca organismele vii să existe pe suprafața sa.

O contribuție semnificativă la studiul atât a atmosferei, cât și a suprafeței lui Venus a fost adusă de misiunea URSS cu același nume. Prima navă spațială trimisă pe planetă și care a zburat pe lângă planetă a fost Venera-1, dezvoltată de S.P. Rocket and Space Corporation Energia. Korolev (azi NPO Energia). În ciuda faptului că comunicarea cu această navă, precum și cu alte câteva vehicule de misiune, s-a pierdut, au existat cei care au putut nu numai să studieze compoziția chimică a atmosferei, ci chiar să ajungă la suprafață.

Prima navă spațială, lansată pe 12 iunie 1967, care a putut efectua cercetări atmosferice a fost Venera 4. Modulul de coborâre al navei spațiale a fost literalmente zdrobit de presiunea din atmosfera planetei, dar modulul orbital a reușit să facă o serie de observații valoroase și să obțină primele date despre temperatura, densitatea și compoziția chimică a lui Venus. Misiunea a stabilit că atmosfera planetei este formată din 90% dioxid de carbon cu cantități minore de oxigen și vapori de apă.

Instrumentele orbitatorului au indicat că Venus nu are centuri de radiații și un câmp magnetic de 3000 de ori mai slab decât câmpul magnetic al Pământului. Un indicator al radiației ultraviolete de la Soare la bordul navei a relevat coroana de hidrogen a lui Venus, al cărei conținut de hidrogen era de aproximativ 1000 de ori mai mic decât în ​​straturile superioare ale atmosferei Pământului. Datele au fost confirmate ulterior de misiunile Venera 5 și Venera 6.

Datorită acestor studii și studiilor ulterioare, astăzi oamenii de știință pot distinge două straturi largi în atmosfera lui Venus. Primul și principal strat sunt norii, care acoperă întreaga planetă într-o sferă impenetrabilă. Al doilea este totul sub acești nori. Norii din jurul lui Venus se întind de la 50 la 80 de kilometri deasupra suprafeței planetei și constau în principal din dioxid de sulf (SO2) și acid sulfuric (H2SO4). Acești nori sunt atât de denși încât reflectă 60% din toată lumina solară pe care Venus o primește înapoi în spațiu.

Al doilea strat, care se află sub nori, are două funcții principale: densitate și compoziție. Efectul combinat al acestor două funcții asupra planetei este enorm - face din Venus cea mai fierbinte și mai puțin ospitalieră dintre toate planetele din sistemul solar. Datorita efectului de sera, temperatura stratului poate ajunge la 480°C, ceea ce permite ca suprafata lui Venus sa fie incalzita la temperaturile maxime din sistemul nostru.

Norii lui Venus

Folosind observații de la satelitul Venus Express al Agenției Spațiale Europene (ESA), oamenii de știință au reușit să arate pentru prima dată cum condițiile meteorologice din straturile groase de nori ale lui Venus sunt legate de topografia suprafeței sale. S-a dovedit că norii lui Venus nu numai că pot împiedica observarea suprafeței planetei, ci și pot oferi indicii despre ce se află exact pe ea.

Se crede că Venus este foarte fierbinte din cauza efectului de seră incredibil care îi încălzește suprafața la temperaturi de 450 de grade Celsius. Clima de la suprafață este deprimantă și ea însăși este foarte slab luminată, deoarece este acoperită cu un strat incredibil de gros de nori. În același timp, vântul care este prezent pe planetă are o viteză care nu depășește viteza unui jogging ușor - 1 metru pe secundă.

Cu toate acestea, atunci când este privită de departe, planeta, care este numită și sora Pământului, arată foarte diferit - nori netezi și strălucitori înconjoară planeta. Acești nori formează un strat gros de douăzeci de kilometri care se află deasupra suprafeței și, prin urmare, este mult mai rece decât suprafața în sine. Temperatura tipică a acestui strat este de aproximativ -70 de grade Celsius, ceea ce este comparabil cu temperaturile de pe vârfurile norilor Pământului. În stratul superior al norului, condițiile meteorologice sunt mult mai extreme, vânturile suflând de sute de ori mai repede decât la suprafață și chiar mai rapide decât viteza de rotație a lui Venus în sine.

Cu ajutorul observațiilor Venus Express, oamenii de știință au reușit să îmbunătățească semnificativ harta climatică a lui Venus. Ei au reușit să identifice trei aspecte ale vremii înnorate ale planetei: cât de repede pot circula vânturile de pe Venus, cât de multă apă este conținută în nori și cât de strălucitori sunt distribuiți acești nori pe tot spectrul (în lumină ultravioletă).

„Rezultatele noastre au arătat că toate aceste aspecte: vântul, conținutul de apă și compoziția norilor sunt într-un fel legate de proprietățile suprafeței lui Venus în sine”, a declarat Jean-Loup Berto de la Observatorul LATMOS din Franța, autorul principal al noului studiu Venus Express. . „Am folosit observații de la sonda spațială care s-a întins pe o perioadă de șase ani, din 2006 până în 2012, iar acest lucru ne-a permis să studiem modelele schimbărilor meteorologice pe termen lung de pe planetă”.

Suprafața lui Venus

Înainte de studiile radar ale planetei, cele mai valoroase date de pe suprafață au fost obținute cu ajutorul aceluiași program spațial sovietic „Venus”. Primul vehicul care a aterizat ușor pe suprafața lui Venus a fost sonda spațială Venera 7, lansată pe 17 august 1970.

În ciuda faptului că, chiar înainte de aterizare, multe dintre instrumentele navei erau deja în funcțiune, el a reușit să identifice indicatorii de presiune și temperatură de la suprafață, care se ridicau la 90 ± 15 atmosfere și 475 ± 20 ° C.

1 – vehicul de coborâre;
2 – panouri solare;
3 – senzor de orientare cerească;
4 – panou de protectie;
5 – sistem de propulsie corectiv;
6 – colectoare sistem pneumatic cu duze de control;
7 – contor de particule cosmice;
8 – compartiment orbital;
9 – radiator-racitor;
10 – antenă cu direcție joasă;
11 – antenă foarte direcțională;
12 – unitate de automatizare sistem pneumatic;
13 – butelie de azot comprimat

Misiunea ulterioară „Venera 8” s-a dovedit a fi și mai reușită - a fost posibilă obținerea primelor mostre de sol de suprafață. Datorită spectrometrului gamma instalat pe navă, a fost posibil să se determine conținutul de elemente radioactive precum potasiu, uraniu și toriu din roci. S-a dovedit că solul lui Venus seamănă cu roci terestre în compoziția sa.

Primele fotografii alb-negru ale suprafeței au fost realizate de sondele Venera 9 și Venera 10, care au fost lansate aproape una după alta și au aterizat ușor pe suprafața planetei pe 22 și, respectiv, 25 octombrie 1975.

După aceasta, au fost obținute primele date radar ale suprafeței venusiane. Pozele au fost făcute în 1978, când prima navă spațială americană Pioneer Venus a ajuns pe orbita planetei. Hărțile create din imagini au arătat că suprafața este formată în principal din câmpii, a căror formare este cauzată de fluxuri puternice de lavă, precum și din două regiuni muntoase, numite Ishtar Terra și Afrodita. Datele au fost ulterior confirmate de misiunile Venera 15 și Venera 16, care au cartografiat emisfera nordică a planetei.

Primele imagini color ale suprafeței lui Venus și chiar înregistrări de sunet au fost obținute cu ajutorul aterizatorului Venera 13. Camera modulului a realizat 14 fotografii color și 8 alb-negru ale suprafeței. De asemenea, un spectrometru de fluorescență cu raze X a fost folosit pentru prima dată pentru analiza probelor de sol, ceea ce a făcut posibilă identificarea rocii prioritare la locul de aterizare - bazalt alcalin leucit. Temperatura medie a suprafeței în timpul funcționării modulului a fost de 466,85 °C, iar presiunea a fost de 95,6 bar.

Modulul lansat după ce sonda spațială Venera-14 a reușit să transmită primele imagini panoramice ale suprafeței planetei:

În ciuda faptului că imaginile fotografice ale suprafeței planetei obținute cu ajutorul programului spațial Venus sunt încă singurele și unice și reprezintă cel mai valoros material științific, aceste fotografii nu ar putea oferi o idee la scară largă a planetei. topografie. După analizarea rezultatelor obținute, puterile spațiale s-au concentrat pe cercetarea radar a lui Venus.

În 1990, o navă spațială numită Magellan și-a început activitatea pe orbita lui Venus. A reușit să facă imagini radar mai bune, care s-au dovedit a fi mult mai detaliate și mai informative. De exemplu, s-a dovedit că dintre cele 1.000 de cratere de impact pe care le-a descoperit Magellan, niciunul nu avea mai mare de doi kilometri în diametru. Acest lucru i-a determinat pe oamenii de știință să creadă că orice meteorit cu un diametru mai mic de doi kilometri pur și simplu ardea când trecea prin atmosfera densă venusiană.

Din cauza norilor groși care o învăluie pe Venus, detaliile suprafeței sale nu pot fi văzute folosind mijloace fotografice simple. Din fericire, oamenii de știință au putut folosi metoda radar pentru a obține informațiile necesare.

În timp ce atât fotografia, cât și radarul funcționează prin colectarea radiațiilor care se aruncă pe un obiect, ele au o mare diferență în modul în care reflectă formele de radiație. Fotografia captează lumina vizibilă, în timp ce cartografierea radar captează radiația cu microunde. Avantajul utilizării radarului în cazul lui Venus a fost evident, deoarece radiația cu microunde poate trece prin norii groși ai planetei, în timp ce lumina necesară fotografierii nu este capabilă să facă acest lucru.

Astfel, studii suplimentare asupra dimensiunilor craterelor au ajutat la luminarea factorilor care indică vârsta suprafeței planetei. S-a dovedit că craterele de impact mici sunt practic absente pe suprafața planetei, dar nu există nici cratere cu diametru mare. Acest lucru i-a determinat pe oamenii de știință să creadă că suprafața s-a format după o perioadă de bombardamente puternice între 3,8 și 4,5 miliarde de ani în urmă, când s-au format un număr mare de cratere de impact pe planetele interioare. Acest lucru indică faptul că suprafața lui Venus are o vârstă geologică relativ mică.

Studiul activității vulcanice a planetei a relevat trăsături și mai caracteristice ale suprafeței.

Prima caracteristică sunt câmpiile uriașe descrise mai sus, create de curgerile de lavă în trecut. Aceste câmpii acoperă aproximativ 80% din întreaga suprafață venusiană. A doua trăsătură caracteristică sunt formațiunile vulcanice, care sunt foarte numeroase și variate. Pe lângă vulcanii scut care există și pe Pământ (de exemplu, Mauna Loa), pe Venus au fost descoperiți mulți vulcani plati. Acești vulcani sunt diferiți de cei de pe Pământ, deoarece au o formă distinctă în formă de disc plat datorită faptului că toată lava conținută în vulcan a erupt odată. După o astfel de erupție, lava iese într-un singur flux, răspândindu-se într-o manieră circulară.

Geologia lui Venus

Ca și în cazul altor planete terestre, Venus este alcătuită în esență din trei straturi: crustă, manta și miez. Cu toate acestea, există ceva care este foarte intrigant - interiorul lui Venus (spre deosebire de sau) este foarte asemănător cu interiorul Pământului. Datorită faptului că nu este încă posibil să se compare adevărata compoziție a celor două planete, astfel de concluzii au fost făcute pe baza caracteristicilor lor. În prezent se crede că scoarța lui Venus are o grosime de 50 de kilometri, mantaua ei de 3.000 de kilometri, iar miezul său are un diametru de 6.000 de kilometri.

În plus, oamenii de știință încă nu au un răspuns la întrebarea dacă nucleul planetei este lichid sau solid. Tot ce rămâne este să presupunem, având în vedere asemănarea celor două planete, că este același lichid cu cel al Pământului.

Cu toate acestea, unele studii indică faptul că nucleul lui Venus este solid. Pentru a demonstra această teorie, cercetătorii citează faptul că planetei îi lipsește în mod semnificativ un câmp magnetic. Mai simplu spus, câmpurile magnetice planetare rezultă din transferul de căldură din interiorul unei planete la suprafața acesteia, iar o componentă necesară a acestui transfer este miezul lichid. Puterea insuficientă a câmpurilor magnetice, conform acestui concept, indică faptul că existența unui nucleu lichid pe Venus este pur și simplu imposibilă.

Orbita și rotația lui Venus

Cel mai remarcabil aspect al orbitei lui Venus este distanța sa uniformă față de Soare. Excentricitatea orbitală este de numai .00678, ceea ce înseamnă că orbita lui Venus este cea mai circulară dintre toate planetele. Mai mult, o excentricitate atât de mică indică faptul că diferența dintre periheliul lui Venus (1,09 x 10 8 km) și afeliul său (1,09 x 10 8 km) este de numai 1,46 x 10 6 kilometri.

Informațiile despre rotația lui Venus, precum și datele despre suprafața sa, au rămas un mister până în a doua jumătate a secolului XX, când au fost obținute primele date radar. S-a dovedit că rotația planetei în jurul axei sale este în sens invers acelor de ceasornic atunci când este privită din planul „superior” al orbitei, dar, de fapt, rotația lui Venus este retrogradă, sau în sensul acelor de ceasornic. Motivul pentru aceasta este momentan necunoscut, dar există două teorii populare care explică acest fenomen. Primul indică o rezonanță de rotație 3:2 a lui Venus cu Pământul. Susținătorii teoriei cred că, de-a lungul a miliarde de ani, gravitația Pământului a schimbat rotația lui Venus la starea sa actuală.

Susținătorii unui alt concept se îndoiesc că forța gravitațională a Pământului a fost suficient de puternică pentru a schimba rotația lui Venus într-un mod atât de fundamental. În schimb, ele se referă la perioada timpurie a sistemului solar, când a avut loc formarea planetelor. Potrivit acestui punct de vedere, rotația inițială a lui Venus a fost similară cu cea a celorlalte planete, dar a fost schimbată la orientarea sa actuală prin ciocnirea planetei tinere cu un planetezimal mare. Ciocnirea a fost atât de puternică încât a răsturnat planeta cu susul în jos.

A doua descoperire neașteptată legată de rotația lui Venus este viteza acesteia.

Pentru a face o revoluție completă în jurul axei sale, planeta are nevoie de aproximativ 243 de zile pământești, adică o zi pe Venus este mai lungă decât pe orice altă planetă și o zi pe Venus este comparabilă cu un an pe Pământ. Dar și mai mulți oameni de știință au fost surprinși de faptul că un an pe Venus înseamnă aproape 19 zile pământești mai puțin decât o zi pe Venus. Din nou, nicio altă planetă din sistemul solar nu are asemenea proprietăți. Oamenii de știință asociază această caracteristică tocmai cu rotația inversă a planetei, ale cărei trăsături ale studiului au fost descrise mai sus.

• Venus este al treilea cel mai strălucitor obiect natural de pe cerul Pământului, după Lună și Soare. Planeta are o magnitudine vizuală de -3,8 până la -4,6, făcând-o vizibilă chiar și într-o zi senină.
  Venus este uneori numită „steaua dimineții” și „steaua serii”. Acest lucru se datorează faptului că reprezentanții civilizațiilor antice au confundat această planetă cu două stele diferite, în funcție de momentul zilei.
  O zi pe Venus este mai lungă de un an. Datorită rotației lente în jurul axei sale, o zi durează 243 de zile pământești. O revoluție în jurul orbitei planetei durează 225 de zile pământești.
  Venus este numită după zeița romană a iubirii și frumuseții. Se crede că vechii romani l-au numit astfel datorită strălucirii mari a planetei, care, la rândul ei, poate să fi venit din vremurile Babilonului, ai cărui locuitori au numit-o pe Venus „regina strălucitoare a cerului”.
  Venus nu are sateliți sau inele.
  Cu miliarde de ani în urmă, clima lui Venus ar fi putut fi similară cu cea a Pământului. Oamenii de știință cred că Venus a avut cândva apă și oceane din abundență, dar temperaturile ridicate și efectul de seră au fiert apa, iar suprafața planetei este acum prea fierbinte și ostilă pentru a susține viața.
  Venus se rotește în direcția opusă celorlalte planete. Majoritatea celorlalte planete se rotesc în sens invers acelor de ceasornic pe axa lor, dar Venus, ca și Venus, se rotește în sensul acelor de ceasornic. Aceasta este cunoscută sub numele de rotație retrogradă și poate fi cauzată de un impact cu un asteroid sau alt obiect spațial care i-a schimbat direcția de rotație.
  Venus este cea mai fierbinte planetă din sistemul solar, cu o temperatură medie la suprafață de 462°C. În plus, Venus nu are o înclinare pe axa sa, ceea ce înseamnă că planeta nu are anotimpuri. Atmosfera este foarte densă și conține 96,5% dioxid de carbon, care captează căldura și provoacă efectul de seră care a evaporat sursele de apă cu miliarde de ani în urmă.
  Temperatura de pe Venus practic nu se schimbă odată cu schimbarea zilei și a nopții. Acest lucru se întâmplă din cauza vântului solar care se mișcă prea lent pe întreaga suprafață a planetei.
  Vârsta suprafeței Venusiene este de aproximativ 300-400 de milioane de ani. (Vârsta suprafeței Pământului este de aproximativ 100 de milioane de ani.)
  Presiunea atmosferică pe Venus este de 92 de ori mai puternică decât pe Pământ. Aceasta înseamnă că orice asteroizi mici care intră în atmosfera lui Venus vor fi zdrobiți de presiunea enormă. Acest lucru explică absența craterelor mici pe suprafața planetei. Această presiune este echivalentă cu presiunea la o adâncime de aproximativ 1000 km. în oceanele Pământului.

Venus are un câmp magnetic foarte slab. Acest lucru i-a surprins pe oamenii de știință, care se așteptau ca Venus să aibă un câmp magnetic similar ca putere cu cel al Pământului. Un posibil motiv pentru aceasta este că Venus are un nucleu interior solid sau că nu se răcește.
Venus este singura planetă din sistemul solar care poartă numele unei femei.
Venus este cea mai apropiată planetă de Pământ. Distanța de la planeta noastră până la Venus este de 41 de milioane de kilometri.

Fotografii cu Venus

Primele și singurele imagini fotografice ale suprafeței lui Venus până în prezent au fost realizate de nave spațiale ale programului spațial sovietic Venera. Există însă și imagini ale planetei obținute de sonda Akatsuki.

La care se adauga