Planeta Venus

Informații generale despre planeta Venus. Sora Pământului

Fig.1 Venus. Un instantaneu al dispozitivului MESSENGER din 14 ianuarie 2008. Credit: NASA/Laboratorul de fizică aplicată de la Universitatea Johns Hopkins/Institutul Carnegie din Washington

Venus este a doua planetă de la Soare, foarte asemănătoare ca mărime, gravitație și compoziție cu Pământul nostru. În același timp, este cel mai strălucitor obiect de pe cer după Soare și Lună, atingând o magnitudine de -4,4.

Planeta Venus a fost studiată foarte bine, deoarece mai mult de o duzină de nave spațiale au vizitat-o, dar astronomii mai au câteva întrebări. Iată doar câteva dintre ele:

Prima dintre întrebări se referă la rotația lui Venus: viteza sa unghiulară este tocmai de așa natură încât în ​​timpul conjuncției inferioare, Venus se confruntă tot timpul cu Pământul cu aceeași parte. Motivele acestei consistențe între rotația lui Venus și mișcarea orbitală a Pământului nu sunt încă clare...

A doua întrebare este sursa mișcării atmosferei lui Venus, care este un vârtej gigant continuu. În plus, această mișcare este foarte puternică și se distinge printr-o constanță uimitoare. Ce fel de forțe creează un vortex atmosferic de asemenea dimensiuni - este necunoscut?

Și ultima, a treia întrebare - există viață pe planeta Venus? Cert este că la o altitudine de câteva zeci de kilometri în stratul înnorat al lui Venus se observă condiții destul de potrivite pentru viața organismelor: temperatură nu foarte ridicată, presiune adecvată etc.

Trebuie remarcat că au existat mult mai multe întrebări legate de Venus cu doar jumătate de secol în urmă. Astronomii nu știau nimic despre suprafața planetei, nu cunoșteau compoziția atmosferei sale uimitoare, nu cunoșteau proprietățile magnetosferei sale și multe altele. Dar au reușit să găsească Venus pe cerul nopții, să-i observe fazele asociate cu mișcarea planetei în jurul Soarelui etc. Citiți mai jos despre cum să faceți astfel de observații.

Observarea planetei Venus de pe Pământ

Fig. 2 Vedere a planetei Venus de pe Pământ. Credit: Carol Lakomiak

Deoarece Venus este mai aproape de Soare decât Pământ, nu pare niciodată prea departe de acesta: unghiul maxim dintre ea și Soare este de 47,8°. Datorită unor astfel de caracteristici ale poziției pe cerul Pământului, Venus atinge luminozitatea maximă cu puțin timp înainte de răsăritul soarelui sau la ceva timp după apus. În decurs de 585 de zile, alternează perioadele vizibilității sale de seară și de dimineață: la începutul perioadei, Venus este vizibilă doar dimineața, apoi - după 263 de zile, se apropie foarte mult de Soare, iar luminozitatea sa nu permite vederea. planeta timp de 50 de zile; apoi vine perioada de vizibilitate seara a lui Venus, care durează 263 de zile, până când planeta dispare din nou timp de 8 zile, aflându-se între Pământ și Soare. După aceea, alternanța vizibilității se repetă în aceeași ordine.

Recunoașterea planetei Venus este ușoară, pentru că pe cerul nopții este cea mai strălucitoare luminare după Soare și Lună, atingând o magnitudine maximă de -4,4. O trăsătură distinctivă a planetei este culoarea sa uniformă albă.

fig.3 Schimbarea fazelor lui Venus. Credit: site-ul web

Când observați Venus, chiar și cu un telescop mic, puteți vedea cum se schimbă iluminarea discului său în timp, adică. există o schimbare de fază, care a fost observată pentru prima dată de Galileo Galilei în 1610. La cea mai apropiată apropiere de planeta noastră, doar o mică parte din Venus rămâne consacrată și ia forma unei semilună subțire. Orbita lui Venus este în acest moment la un unghi de 3,4° față de orbita Pământului, astfel încât de obicei trece chiar deasupra sau sub Soare, la o distanță de până la optsprezece diametre solare.

Dar uneori există o situație în care planeta Venus este situată aproximativ pe aceeași linie dintre Soare și Pământ, iar apoi puteți vedea un fenomen astronomic extrem de rar - trecerea lui Venus pe discul Soarelui, în care Planeta ia forma unei mici „pete” întunecate cu un diametru de 1/30 solar.

fig.4 Tranzitul lui Venus pe discul Soarelui. Imagine de pe satelitul TRACE al NASA pe 6 august 2004. Credit: NASA

Acest fenomen are loc de aproximativ 4 ori în 243 de ani: mai întâi se observă 2 treceri de iarnă cu o frecvență de 8 ani, apoi durează un interval de 121,5 ani, iar încă 2, de această dată vara, au loc cu aceeași frecvență de 8 ani. Tranzitele de iarnă ale lui Venus pot fi observate abia după 105,8 ani.

Trebuie remarcat faptul că, dacă durata ciclului de 243 de ani este o valoare relativ constantă, atunci periodicitatea dintre trecerile de iarnă și de vară în cadrul acestuia se modifică din cauza micilor discrepanțe în perioadele de întoarcere a planetelor la punctele de conectare ale acestora. orbite.

Deci, până în 1518, secvența internă a pasajelor lui Venus arăta ca „8-113,5-121,5”, iar până în 546 au fost 8 pasaje, intervalele între care erau egale cu 121,5 ani. Secvența actuală va continua până în 2846, după care va fi înlocuită cu alta: „105,5-129,5-8”.

Ultimul tranzit al planetei Venus, cu o durată de 6 ore, a fost observat pe 8 iunie 2004, următorul va avea loc pe 6 iunie 2012. Apoi va fi o pauză, al cărei sfârșit nu va fi decât în ​​decembrie 2117.

Istoria explorării planetei Venus

Fig.5 Ruinele observatorului din orașul Chichen Itza (Mexic). Sursa: wikipedia.org

Planeta Venus, împreună cu Mercur, Marte, Jupiter și Saturn, era cunoscută oamenilor din Neolitic (Noua Epocă de Piatră). Planeta era bine cunoscută de vechii greci, egipteni, chinezi, locuitori din Babilon și America Centrală, triburile din Australia de Nord. Dar, datorită particularităților de a observa Venus doar dimineața sau seara, astronomii antici credeau că văd obiecte cerești complet diferite, motiv pentru care au numit Venus dimineața un nume, iar seara una pe alta. Așadar, grecii au dat numele de Vecernie Venus de seară, iar Fosfor Venus de dimineață. Vechii egipteni au dat, de asemenea, două nume planetei: Tayoumutiri - Venus de dimineață și Owaiti - seara. Indienii Maya au numit-o pe Venus Noh Ek – „Marele Steaua” sau Ksuks Ek – „Steaua Viespei” și au putut să calculeze perioada sinodică a acesteia.

Primii oameni care au înțeles că Venus dimineața și seara sunt aceeași planetă au fost pitagoreicii greci; Puțin mai târziu, un alt grec antic, Heraclid Pontus, a sugerat că Venus și Mercur se învârt în jurul Soarelui, nu în jurul Pământului. Aproximativ în aceeași perioadă, grecii au dat planetei numele zeiței iubirii și frumuseții, Afrodita.

Dar planeta a primit numele „Venus” cunoscut oamenilor moderni de la romani, care l-au numit în onoarea zeiței patrone a întregului popor roman, care ocupa același loc în mitologia romană ca și Afrodita în greacă.

După cum puteți vedea, astronomii antici au observat doar planeta, calculând simultan perioadele sinodice de rotație și alcătuind hărți ale cerului înstelat. De asemenea, s-a încercat să se calculeze distanța de la Pământ la Soare prin observarea lui Venus. Pentru a face acest lucru, este necesar, atunci când planeta trece direct între Soare și Pământ, folosind metoda paralaxei, să se măsoare diferențe nesemnificative în timpul de început sau de sfârșit al trecerii în două puncte destul de îndepărtate ale planetei noastre. Distanța dintre puncte este folosită în continuare ca lungime a bazei pentru determinarea distanțelor față de Soare și Venus prin triangulație.

Istoricii nu știu când astronomii au observat pentru prima dată trecerea planetei Venus peste discul Soarelui, dar știu numele persoanei care a prezis prima dată o astfel de trecere. Astronomul german Johannes Kepler a fost cel care a prezis trecerea anului 1631. Cu toate acestea, în anul prezis, din cauza unor inexactități a prognozei Kepleriane, nimeni nu a observat trecerea în Europa ...

Fig.6 Jerome Horrocks observă trecerea planetei Venus peste discul Soarelui. Sursa: wikipedia.org

Dar un alt astronom - Jerome Horrocks, după ce a rafinat calculele lui Kepler, a aflat perioadele exacte de repetare a pasajelor, iar la 4 decembrie 1639, din casa sa din Much Hoole, în Anglia, a putut să vadă cu propriii ochi trecerea lui Venus peste discul solar.

Folosind un telescop simplu, Horrocks a proiectat discul solar pe o placă unde era sigur pentru ochii observatorului să vadă tot ce s-a întâmplat pe fundalul discului solar. Și apoi, la 15:15, cu doar o jumătate de oră înainte de apus, Horrocks a văzut în sfârșit trecerea prezisă. Cu ajutorul observațiilor făcute, astronomul englez a încercat să estimeze distanța de la Pământ la Soare, care s-a dovedit a fi de 95,6 milioane km.

În 1667, Giovanni Domenico Cassini a făcut prima încercare de a determina perioada de rotație a lui Venus în jurul axei sale. Valoarea pe care a primit-o era foarte departe de cea reală și se ridica la 23 de ore și 21 de minute. Acest lucru s-a datorat faptului că Venus trebuia observată doar o dată pe zi și doar pentru câteva ore. Îndreptând telescopul spre planetă timp de câteva zile și văzând aceeași imagine tot timpul, Cassini a ajuns la concluzia că planeta Venus făcuse o rotație completă în jurul axei sale.

După observațiile Horrocks și Cassini și cunoscând calculele lui Kepler, astronomii din întreaga lume au așteptat cu nerăbdare următoarea oportunitate de a observa tranzitul lui Venus. Și o astfel de oportunitate li s-a prezentat în 1761. Printre astronomii care au efectuat observațiile s-a numărat și omul nostru de știință rus Mihail Vasilievici Lomonosov, care a descoperit când planeta a intrat pe discul solar, precum și la părăsirea acestuia, un inel strălucitor în jurul discului întunecat al lui Venus. Lomonosov a explicat fenomenul observat, numit ulterior după el („fenomenul Lomonosov”) prin prezența unei atmosfere lângă Venus, în care razele soarelui erau refractate.

După 8 ani de observații, astronomul englez William Herschel și astronomul german Johann Schroeter și-au continuat observațiile, „descoperind” pentru a doua oară atmosfera venusiană.

În anii 60 ai secolului XIX, astronomii au început să încerce să afle compoziția atmosferei descoperite a lui Venus și, în primul rând, să determine prezența oxigenului și a vaporilor de apă în ea folosind analiza spectrală. Cu toate acestea, nu a fost găsit nici oxigen, nici vapori de apă. Un timp mai târziu, deja în secolul al XX-lea, s-au reluat încercările de a găsi „gazele vieții”: observațiile și cercetările au fost efectuate de A. A. Belopolsky în Pulkovo (Rusia) și Vesto Melvin Slifer în Flagstaff (SUA).

În același secol al XIX-lea Astronomul italian Giovanni Schiaparelli a încercat din nou să stabilească perioada de rotație a lui Venus în jurul axei sale. Presupunând că circulația lui Venus către Soare este întotdeauna o parte asociată cu rotația sa foarte lentă, el a stabilit perioada de rotație a acesteia în jurul axei la egală cu 225 de zile, care a fost cu 18 zile mai mică decât cea reală.

Fig. 7 Observatorul Muntelui Wilson. Credit: MWOA

În 1923, Edison Pettit și Seth Nicholson de la Observatorul Muntelui Wilson de pe Muntele Wilson din California (SUA) au început să măsoare temperatura norilor superiori ai lui Venus, care au fost ulterior efectuate de mulți oameni de știință. Nouă ani mai târziu, astronomii americani W. Adams și T. Denham de la același observator au înregistrat trei benzi în spectrul lui Venus aparținând dioxidului de carbon (CO 2 ). Intensitatea benzilor a condus la concluzia că cantitatea acestui gaz din atmosfera venusiană este de multe ori mai mare decât conținutul său din atmosfera Pământului. Nu s-au găsit alte gaze în atmosfera venusiană.

În 1955, William Sinton și John Strong (SUA) au măsurat temperatura stratului înnorat al lui Venus, care s-a dovedit a fi -40 ° C și chiar mai scăzută în apropierea polilor planetei.

Pe lângă americani, oamenii de știință sovietici N.P. Barabashov, V.V. Sharonov și V.I. Yezersky, astronomul francez B. Lio. Cercetările lor, precum și teoria împrăștierii luminii de către atmosferele dense ale planetelor dezvoltate de Sobolev, au mărturisit că dimensiunile particulelor norilor lui Venus erau de aproximativ un micrometru. Oamenii de știință au putut doar să afle natura acestor particule și să studieze mai detaliat întreaga grosime a stratului tulbure al lui Venus, și nu doar limita superioară. Și pentru aceasta a fost necesar să se trimită pe planetă stații interplanetare, care au fost ulterior create de oamenii de știință și ingineri din URSS și SUA.

Prima navă spațială lansată pe planeta Venus a fost Venera 1. Acest eveniment a avut loc la 12 februarie 1961. Cu toate acestea, după ceva timp, comunicarea cu dispozitivul s-a pierdut și Venera-1 a intrat pe orbita satelitului Soarelui.

Fig. 8 „Venus-4”. Credit: NSSDC

Fig. 9 „Venus-5”. Credit: NSSDC

Următoarea încercare a fost, de asemenea, nereușită: aparatul Venera-2 a zburat la o distanță de 24 de mii de km. de pe planetă. Doar Venera-3, lansat de Uniunea Sovietică în 1965, a reușit să se apropie relativ de planetă și chiar să aterizeze pe suprafața acesteia, ceea ce a fost facilitat de un vehicul de coborâre special conceput. Dar din cauza eșecului sistemului de control al stației, nu au fost primite date despre Venus.

După 2 ani - pe 12 iunie 1967, Venera-4 a pornit spre planetă, echipată și cu un vehicul de coborâre, al cărui scop era studierea proprietăților fizice și compoziția chimică a atmosferei venusiene folosind 2 termometre de rezistență, un barometric. senzor, un densimetru cu ionizare atmosferică și 11 cartușe - analizoare de gaz. Dispozitivul și-a îndeplinit scopul stabilind prezența unei cantități uriașe de dioxid de carbon, un câmp magnetic slab care înconjoară planeta și absența centurilor de radiații.

În 1969, cu un interval de doar 5 zile, 2 stații interplanetare cu numerele de serie 5 și 6 au mers deodată spre Venus.

Vehiculele lor de coborâre, echipate cu emițătoare radio, radioaltimetre și alte echipamente științifice, transmiteau informații despre presiunea, temperatura, densitatea și compoziția chimică a atmosferei în timpul coborârii. S-a dovedit că presiunea atmosferei venusiene ajunge la 27 de atmosfere; Nu s-a putut afla dacă ar putea depăși valoarea indicată: vehiculele de coborâre pur și simplu nu au fost proiectate pentru o presiune mai mare. Temperatura atmosferei venusiane în timpul coborârii vehiculelor a variat între 25° și 320°C. Compoziția atmosferei a fost dominată de dioxid de carbon cu o cantitate mică de azot, oxigen și un amestec de vapori de apă.

Fig. 10 „Mariner-2”. Credit: NASA/JPL

Pe lângă nava spațială a Uniunii Sovietice, navele spațiale americane din seria Mariner au fost angajate în studiul planetei Venus, prima dintre care cu numărul de serie 2 (nr. 1 s-a prăbușit la început) a zburat pe lângă planetă în decembrie. 1962, determinând temperatura suprafeței sale. Într-un mod similar, zburând pe lângă planetă în 1967, Venus a fost explorată de o altă navă spațială americană, Mariner 5. Îndeplinindu-și programul, al cincilea Mariner a confirmat predominanța dioxidului de carbon în atmosfera lui Venus, a aflat că presiunea în grosimea acestei atmosfere poate ajunge la 100 de atmosfere, iar temperatura - 400 ° C.

Trebuie remarcat faptul că studiul planetei Venus în anii 60. venit de pe pământ. Deci, cu ajutorul metodelor radar, astronomii americani și sovietici au descoperit că rotația lui Venus este inversată, iar perioada de rotație a lui Venus este de ~243 de zile.

Pe 15 decembrie 1970, nava spațială Venera-7 a ajuns pentru prima dată la suprafața planetei și, după ce a lucrat la ea timp de 23 de minute, a transmis date despre compoziția atmosferei, temperatura diferitelor sale straturi, precum și presiune, care, conform rezultatelor măsurătorilor, s-a dovedit a fi egală cu 90 de atmosfere.

Un an și jumătate mai târziu, în iulie 1972, un alt aparat sovietic a aterizat pe suprafața lui Venus.

Cu ajutorul echipamentelor științifice instalate pe vehiculul de coborâre s-a măsurat iluminarea de pe suprafața lui Venus, egală cu 350 ± 150 lux (ca pe Pământ într-o zi înnorată), și densitatea rocilor de suprafață, egală cu 1,4 g/ cm 3 . S-a descoperit că norii lui Venus se află la o altitudine de 48 până la 70 km, au o structură stratificată și sunt formați din picături de acid sulfuric 80%.

În februarie 1974, Mariner 10 a zburat pe lângă Venus, fotografiendu-și acoperirea norilor timp de 8 zile pentru a studia dinamica atmosferei. Pe baza imaginilor obținute s-a putut determina perioada de rotație a stratului de nor venusian egală cu 4 zile. De asemenea, s-a dovedit că această rotație are loc în sensul acelor de ceasornic atunci când este privită de la polul nord al planetei.

fig.11 Vehicul de coborâre Venera-10. Credit: NSSDC

Câteva luni mai târziu - în octombrie 74, navele spațiale sovietice cu numerele de serie 9 și 10 au aterizat pe suprafața lui Venus. După ce au aterizat la 2200 km distanță, au transmis Pământului primele panorame ale suprafeței de la locurile de aterizare. Timp de o oră, vehiculele de coborâre au transmis informații științifice de la suprafață către navele spațiale, care au fost transferate pe orbitele sateliților artificiali ale lui Venus și le-au transmis pe Pământ.

De menționat că, după zborurile Vener-9 și 10, Uniunea Sovietică a lansat toate navele spațiale din această serie în perechi: mai întâi a fost trimis un aparat pe planetă, apoi altul cu un interval de timp minim.

Așa că, în septembrie 1978, Venera-11 și Venera-12 au mers pe Venus. Pe 25 decembrie a aceluiași an, vehiculele lor de coborâre au ajuns la suprafața planetei, în timp ce făceau o serie de fotografii și transmiteau unele dintre ele pe Pământ. Parțial, pentru că unul dintre vehiculele de coborâre nu a deschis capacele de protecție ale camerei.

În timpul coborârii vehiculelor, în atmosfera lui Venus s-au înregistrat descărcări electrice, extrem de puternice și dese. Așadar, unul dintre dispozitive a detectat 25 de descărcări pe secundă, celălalt - aproximativ o mie, iar unul dintre bubuituri de tunet a durat 15 minute. Potrivit astronomilor, descărcările electrice au fost asociate cu activitatea vulcanică activă în locurile de coborâre a navelor spațiale.

Aproximativ în același timp, studiul lui Venus a fost deja realizat de nava spațială din seria americană - Pioneer-Venus-1, lansată pe 20 mai 1978.

După ce a intrat pe o orbită eliptică de 24 de ore în jurul planetei pe 4 decembrie, dispozitivul a efectuat cartografierea radar a suprafeței timp de un an și jumătate, a studiat magnetosfera, ionosfera și structura norilor lui Venus.

fig.12 „Pioneer-Venus-1”. Credit: NSSDC

În urma primului „pionier”, al doilea a mers pe Venus. S-a întâmplat pe 8 august 1978. Pe 16 noiembrie, primul și cel mai mare dintre vehiculele de coborâre s-au separat de aparat, 4 zile mai târziu s-au separat alte 3 vehicule de coborâre. Pe 9 decembrie, toate cele patru module au intrat în atmosfera planetei.

Conform rezultatelor studiului vehiculelor de coborâre Pioneer-Venera-2, a fost determinată compoziția atmosferei lui Venus, în urma căreia s-a dovedit că conținutul concentrației de argon-36 și argon-38 în este de 50-500 de ori mai mare decât concentrația acestor gaze în atmosfera Pământului. Atmosfera este predominant dioxid de carbon, cu cantități mici de azot și alte gaze. Sub chiar norii planetei s-au găsit urme de vapori de apă și o concentrație de oxigen molecular mai mare decât cea așteptată.

Stratul de nor în sine, după cum sa dovedit, este format din cel puțin 3 straturi bine definite.

Cel de sus, situat la altitudini de 65-70 km, conține picături de acid sulfuric concentrat. Celelalte 2 straturi sunt aproximativ aceleași ca compoziție, singura diferență fiind că particulele de sulf mai mari predomină în stratul inferior. La altitudini sub 30 km. Atmosfera lui Venus este relativ transparentă.

În timpul coborârii, aparatele au efectuat măsurători de temperatură, care au confirmat efectul de seră colosal care predomină pe Venus. Deci, dacă la altitudini de aproximativ 100 km temperatura era de -93°C, atunci la limita superioară a norilor -40°C, iar apoi a continuat să crească, ajungând la 470°C aproape de suprafață...

În octombrie-noiembrie 1981, cu un interval de 5 zile, au pornit Venera-13 și Venera-14, ale căror vehicule de coborâre în martie, deja pe 82, au ajuns la suprafața planetei, transmitând imagini panoramice ale locurilor de aterizare. pe Pământ, pe care era vizibil cerul venusian galben-verde și examinând compoziția solului venusian, în care au găsit: silice (până la 50% din masa totală a solului), alaun de aluminiu (16%), oxizi de magneziu (11%), fier, calciu și alte elemente. În plus, cu ajutorul unui dispozitiv de înregistrare a sunetului instalat pe Venera-13, oamenii de știință au auzit pentru prima dată sunetele unei alte planete, și anume, tunetul.

fig.13 Suprafața planetei Venus. O fotografie a dispozitivului „Venus-13” din 1 martie 1982. Credit: NSSDC

Pe 2 iunie 1983, AMS (stația interplanetară automată) Venera-15 a pornit spre planeta Venus, care la 10 octombrie a aceluiași an a intrat pe o orbită polară în jurul planetei. Pe 14 octombrie, Venera-16 a fost lansat pe orbită, lansat 5 zile mai târziu. Ambele stații au fost proiectate pentru a studia terenul venusian folosind radarele instalate pe placa lor. După ce au lucrat împreună mai mult de opt luni, stațiile au obținut o imagine a suprafeței planetei într-o zonă vastă: de la polul nord până la ~30° latitudine nordică. În urma prelucrării acestor date, a fost întocmită o hartă detaliată a emisferei nordice a lui Venus pe 27 de foi și a fost publicat primul atlas al reliefului planetei, care acoperea însă doar 25% din suprafața acesteia. De asemenea, pe baza materialelor sondajelor vehiculelor, cartografii sovietici și americani, în cadrul primului proiect internațional de cartografie extraterestră, desfășurat sub auspiciile Academiei de Științe și NASA, au creat împreună o serie de trei hărți de ansamblu ale nordul lui Venus. Prezentarea acestei serii de hărți sub denumirea „Magelan Flight Planning Kit” a avut loc în vara anului 1989 la Congresul Internațional de Geologie de la Washington.

fig.14 Modul de coborâre AMS „Vega-2”. Credit: NSSDC

După Venus, studiul planetei a fost continuat de AMS sovietic din seria Vega. Au fost două dintre aceste dispozitive: Vega-1 și Vega-2, care, cu o diferență de 6 zile, s-au lansat pe Venus în 1984. Șase luni mai târziu, vehiculele s-au apropiat de planetă, apoi modulele de coborâre s-au separat de ele, care, după ce au intrat în atmosferă, s-au împărțit și în module de aterizare și sonde cu baloane.

2 sonde cu baloane, după ce și-au umplut carcasa parașutelor cu heliu, au plutit la o altitudine de aproximativ 54 km în diferite emisfere ale planetei și au transmis date timp de două zile, zburând pe o cale de aproximativ 12 mii de km în acest timp. Viteza medie cu care sondele au zburat în acest fel a fost de 250 km/h, ceea ce a fost facilitat de puternica rotație globală a atmosferei lui Venus.

Datele sondei au arătat prezența unor procese foarte active în stratul de nor caracterizate de curente ascendente și descendente puternice.

Când sonda Vega-2 a zburat în regiunea Afroditei peste un vârf înalt de 5 km, a lovit un buzunar de aer, scăzând brusc cu 1,5 km. Ambele sonde au înregistrat și descărcări de fulgere.

Aterizatorii au studiat stratul de nor și compoziția chimică a atmosferei în timp ce coborau, după care, după ce au făcut o aterizare blândă pe Câmpia Sirenelor, au început să analizeze solul prin măsurarea spectrelor de fluorescență de raze X. În ambele puncte în care modulele au aterizat, au descoperit roci cu conținut relativ scăzut de elemente radioactive naturale.

În 1990, la efectuarea manevrelor gravitaționale, sonda spațială Galileo (Galileo) a zburat pe lângă Venus, din care s-a făcut un sondaj cu spectrometrul în infraroșu NIMS, în urma căruia s-a dovedit că la lungimi de undă de 1,1, 1,18 și 1, The 02 Semnalul µm se corelează cu topografia suprafeței, adică pentru frecvențele corespunzătoare există „ferestre” prin care este vizibilă suprafața planetei.

Fig. 15 Încărcarea stației interplanetare Magellan în compartimentul de marfă al navei spațiale Atlantis. Credit: JPL

Cu un an mai devreme, pe 4 mai 1989, stația interplanetară Magellan a NASA a pornit spre planeta Venus, care, după ce a lucrat până în octombrie 1994, a obținut fotografii ale aproape întregii suprafețe a planetei, realizând simultan o serie de experimente.

Sondajul a fost efectuat până în septembrie 1992, acoperind 98% din suprafața planetei. Intrând în august 1990 pe o orbită polară alungită în jurul lui Venus, cu altitudini de la 295 la 8500 km și o perioadă orbitală de 195 de minute, dispozitivul a cartografiat o bandă îngustă de 17 până la 28 km lățime și aproximativ 70 mii km lungime la fiecare apropiere de planetă. În total, au fost 1800 de astfel de dungi.

Deoarece Magellan a fotografiat în mod repetat multe zone din unghiuri diferite, ceea ce a făcut posibilă compilarea unui model tridimensional al suprafeței, precum și explorarea posibilelor schimbări în peisaj. Imaginea stereo a fost obținută pentru 22% din suprafața venusiană. În plus, au fost întocmite o hartă a înălțimilor suprafeței lui Venus obținute cu ajutorul unui altimetru (altimetru) și o hartă a conductibilității electrice a rocilor sale.

Conform rezultatelor imaginilor, în care se distingeau cu ușurință detalii de până la 500 m, s-a constatat că suprafața planetei Venus este ocupată în principal de câmpii deluroase și este relativ tânără după standardele geologice - aproximativ 800 de milioane de ani. . Există relativ puține cratere de meteoriți la suprafață, dar se găsesc adesea urme de activitate vulcanică.

Din septembrie 1992 până în mai 1993, Magellan a studiat câmpul gravitațional al lui Venus. În această perioadă, el nu a efectuat radar de suprafață, ci a transmis un semnal radio constant către Pământ. Prin modificarea frecvenței semnalului, a fost posibilă determinarea celor mai mici modificări ale vitezei dispozitivului (așa-numitul efect Doppler), ceea ce a făcut posibilă identificarea tuturor caracteristicilor câmpului gravitațional al planetei.

În luna mai, Magellan a început primul său experiment: aplicarea practică a tehnologiei de frânare atmosferică pentru a perfecționa cunoștințele obținute anterior despre câmpul gravitațional al lui Venus. Pentru a face acest lucru, punctul său inferior al orbitei a fost ușor coborât, astfel încât dispozitivul a atins straturile superioare ale atmosferei și a schimbat parametrii orbitei fără consum de combustibil. În august, orbita Magellan a rulat de-a lungul înălțimii de 180-540 km, cu o perioadă de revoluție de 94 de minute. Pe baza rezultatelor tuturor măsurătorilor, a fost întocmită o „hartă gravitațională”, care acoperă 95% din suprafața lui Venus.

În cele din urmă, în septembrie 1994, a fost efectuat experimentul final, al cărui scop era studierea atmosferei superioare. Panourile solare ale aparatului au fost desfășurate ca palele unei mori de vânt, iar orbita lui Magellan a fost coborâtă. Acest lucru a făcut posibilă obținerea de informații despre comportamentul moleculelor din straturile superioare ale atmosferei. Pe 11 octombrie, orbita a fost coborâtă pentru ultima dată, iar pe 12 octombrie, la intrarea în straturile dense ale atmosferei, comunicarea cu nava spațială s-a pierdut.

În timpul funcționării sale, Magellan a făcut câteva mii de orbite în jurul lui Venus, făcând fotografii ale planetei de trei ori folosind radare cu scanare laterală.

Fig.16 Harta cilindrică a suprafeței planetei Venus, compilată din imagini ale stației interplanetare Magellan. Credit: NASA/JPL

După zborul lui Magellan, timp de 11 ani, a domnit o pauză în istoria studiului lui Venus de către nave spațiale. Programul de cercetare interplanetară al Uniunii Sovietice a fost restrâns, americanii au trecut pe alte planete, în primul rând către giganții gazosi: Jupiter și Saturn. Și abia pe 9 noiembrie 2005, Agenția Spațială Europeană (ESA) a trimis lui Venus o navă spațială Venus Express de nouă generație, creată pe aceeași platformă cu Mars Express lansată cu 2 ani mai devreme.

fig.17 Venus Express. Credit: ESA

La 5 luni de la lansare, pe 11 aprilie 2006, aparatul a ajuns pe planeta Venus, intrând în curând pe o orbită eliptică foarte alungită și devenind satelitul său artificial. În cel mai îndepărtat punct al orbitei de centrul planetei (apocentru), Venus Express a mers la o distanță de 220 de mii de kilometri de Venus, iar în cel mai apropiat punct (pericentru) a trecut la o altitudine de numai 250 de kilometri de suprafata planetei.

Un timp mai târziu, din cauza unor subtile corecții orbitale, periapsisul lui Venus Express a fost coborât și mai jos, ceea ce a permis dispozitivului să pătrundă în straturile superioare ale atmosferei și, din cauza frecării aerodinamice, din nou și din nou, ușor, dar sigur, încetinind. jos pe înălțimea apoapsisului. Drept urmare, parametrii orbitei, care au devenit circumpolare, au dobândit următorii parametri: înălțimea apocentrului - 66.000 de kilometri, înălțimea periapsisului - 250 de kilometri, perioada orbitală a aparatului pe orbită - 24 de ore.

Parametrii orbitei de lucru aproape polare a lui Venus Express nu au fost aleși întâmplător: astfel, perioada orbitală de 24 de ore este convenabilă pentru comunicarea regulată cu Pământul: apropiindu-se de planetă, dispozitivul colectează informații științifice și se îndepărtează de aceasta. , desfășoară o sesiune de comunicare de 8 ore, transmitând până la 250 MB de informații. O altă caracteristică importantă a orbitei este perpendicularitatea acesteia pe ecuatorul lui Venus, din cauza căreia dispozitivul are capacitatea de a explora regiunile polare ale planetei în detaliu.

La intrarea pe o orbită circumpolară, dispozitivul s-a întâmplat cu o neplăcere nefericită: spectrometrul PFS, conceput pentru a studia compoziția chimică a atmosferei, a eșuat, sau mai degrabă a fost oprit. După cum sa dovedit, oglinda era blocată, ceea ce trebuia să schimbe „aspectul” dispozitivului de la sursa de referință (la bordul sondei) la planetă. După o serie de încercări de a evita defecțiunea, inginerii au reușit să rotească oglinda cu 30 de grade, dar acest lucru nu a fost suficient pentru ca dispozitivul să funcționeze și, în cele din urmă, a trebuit să fie oprit.

Pe 12 aprilie, aparatul a făcut pentru prima dată o poză a polului sud al lui Venus, care nu fusese fotografiat până acum. Aceste prime fotografii, realizate cu spectrometrul VIRTIS de la o înălțime de 206.452 de kilometri deasupra suprafeței, au scos la iveală o pâlnie întunecată similară cu o formațiune similară deasupra polului nord al planetei.

fig.18 Nori peste suprafaţa lui Venus. Credit: ESA

Pe 24 aprilie, camera VMC a realizat o serie de imagini ale acoperirii norilor a lui Venus în domeniul ultraviolet, care este asociată cu o absorbție semnificativă - 50% - a acestei radiații în atmosfera planetei. După legarea la grila de coordonate, a fost obținută o imagine mozaic, acoperind o zonă semnificativă de nori. Analiza acestei imagini a evidențiat structuri de panglică cu contrast scăzut, rezultate din vânturile puternice.

La o lună după sosire - pe 6 mai la 23:49 ora Moscovei (19:49 UTC), Venus Express a intrat pe orbita sa de lucru permanentă cu o perioadă orbitală de 18 ore.

Pe 29 mai, stația a efectuat un sondaj în infraroșu al regiunii polare de sud, dezvăluind un vârtej de o formă foarte neașteptată: cu două „zone calme” care sunt strâns legate între ele. După ce au studiat imaginea mai în detaliu, oamenii de știință au ajuns la concluzia că în fața lor sunt 2 structuri diferite situate la înălțimi diferite. Cât de stabilă este această formațiune atmosferică nu este încă clar.

Pe 29 iulie, VIRTIS a realizat 3 imagini ale atmosferei lui Venus, din care a fost realizat un mozaic care arată structura sa complexă. Imaginile au fost realizate cu un interval de aproximativ 30 de minute și deja vizibil nu coincideau la granițe, ceea ce indică dinamismul ridicat al atmosferei lui Venus, asociat cu vânturile cu forță uragană care sufla cu viteze de peste 100 m/s.

Un alt spectrometru instalat pe Venus Express, SPICAV, a constatat că norii din atmosfera lui Venus se pot ridica până la 90 de kilometri sub formă de ceață densă și până la 105 de kilometri, dar deja sub formă de ceață mai transparentă. Anterior, alte nave spațiale au înregistrat nori doar până la o înălțime de 65 de kilometri deasupra suprafeței.

În plus, folosind blocul SOIR ca parte a spectrometrului SPICAV, oamenii de știință au descoperit apă „grea” în atmosfera lui Venus, care include atomi ai izotopului greu de hidrogen - deuteriu. Apa obișnuită din atmosfera planetei este suficientă pentru a acoperi întreaga suprafață cu un strat de 3 centimetri.

Apropo, cunoscând procentul de „apă grea” față de apa obișnuită, se poate evalua dinamica echilibrului de apă al lui Venus în trecut și în prezent. Pe baza acestor date, s-a sugerat că, în trecut, pe planetă ar fi putut exista un ocean adânc de câteva sute de metri.

Un alt instrument științific important instalat pe Venera Express, analizorul de plasmă ASPERA, a înregistrat rata mare a materiei care părăsește atmosfera lui Venus și a urmărit, de asemenea, traiectoria altor particule, în special ionilor de heliu, de origine solară.

„Venus Express” continuă să funcționeze până în prezent, deși durata estimată a misiunii aparatului direct pe planetă a fost de 486 de zile pământești. Dar misiunea ar putea fi prelungită, dacă resursele stației o permit, pentru aceeași perioadă de timp, ceea ce se pare că s-a întâmplat.

În prezent, Rusia dezvoltă deja o navă spațială fundamental nouă - stația interplanetară Venera-D, concepută pentru un studiu detaliat al atmosferei și suprafeței lui Venus. Așa cum era de așteptat, stația va putea funcționa pe suprafața planetei timp de 30 de zile, eventual mai multe.

De cealaltă parte a oceanului - în Statele Unite, la ordinul NASA, Global Aerospace Corporation a început recent să dezvolte un proiect de explorare a Venusului folosind un balon, așa-zisul. „Explorator robot cu aer controlat” sau DARE.

Se presupune că balonul DARE cu diametrul de 10 m va zbura în stratul de nor al planetei la o altitudine de 55 km. Altitudinea și direcția de zbor ale lui DARE vor fi controlate de un stratoplan, care arată ca o aeronavă mică.

Pe un cablu sub balon va fi amplasată o gondolă cu camere de televiziune și câteva zeci de sonde mici, care va fi aruncată la suprafață în zone de interes pentru observare și studiere a compoziției chimice a diferitelor structuri geologice de pe suprafața planetei. Aceste zone vor fi selectate pe baza unui studiu detaliat al zonei.

Durata misiunii cu balonul este de la șase luni până la un an.

Mișcarea orbitală și rotația lui Venus

fig.19 Distanţa de la planetele terestre la Soare. Credit: Institutul Lunar și Planetar

În jurul Soarelui, planeta Venus se mișcă pe o orbită apropiată de circulară, înclinată față de planul eclipticii la un unghi de 3° 23 "39". Excentricitatea orbitei Venusiene este cea mai mică din sistemul solar și este doar 0,0068.De aceea, distanta de la planeta la Soare ramane intotdeauna aproximativ aceeasi, ridicandu-se la 108,21 milioane km Dar distanta dintre Venus si Pamant variaza, si intr-un interval larg: de la 38 la 258 milioane km.

Pe orbita sa, situată între orbitele lui Mercur și Pământ, planeta Venus se mișcă cu o viteză medie de 34,99 km/s și o perioadă siderale de 224,7 zile terestre.

Venus se rotește în jurul axei sale mult mai încet decât pe orbită: Pământul are timp să se întoarcă de 243 de ori, iar Venus - doar 1. Adică. perioada de rotație în jurul axei sale este de 243,0183 zile pământești.

Mai mult, această rotație nu are loc de la vest la est, ca în cazul tuturor celorlalte planete, cu excepția lui Uranus, ci de la est la vest.

Rotația inversă a planetei Venus duce la faptul că ziua pe ea durează 58 de zile pământești, noaptea durează la fel, iar durata zilei venusiane este de 116,8 zile pământești, astfel încât în ​​timpul anului venusian poți vedea doar 2. răsărituri și 2 apusuri, iar răsăritul va avea loc în vest, iar apusul va avea loc în est.

Viteza de rotație a corpului solid al lui Venus poate fi determinată în mod fiabil doar de radar, datorită acoperirii continue de nori care își ascunde suprafața de observator. Prima reflexie radar de la Venus a fost obtinuta in 1957, iar la inceput au fost trimise impulsuri radio catre Venus pentru a masura distanta pentru a rafina unitatea astronomica.

În anii 1980, SUA și URSS au început să studieze răspândirea pulsului reflectat în frecvență („spectrul pulsului reflectat”) și întârzierea în timp. Încețoșarea în frecvență se explică prin rotația planetei (efect Doppler), întârzierea în timp - prin distanțe diferite față de centrul și marginile discului. Aceste studii au fost efectuate în principal pe unde radio decimetrice.

Pe lângă faptul că rotația lui Venus este inversată, are o altă caracteristică foarte interesantă. Viteza unghiulară a acestei rotații (2,99 10 -7 rad/sec) este așa încât în ​​timpul conexiunii inferioare, Venus se confruntă cu Pământul tot timpul cu aceeași parte. Motivele acestei consistențe între rotația lui Venus și mișcarea orbitală a Pământului nu sunt încă clare...

Și, în sfârșit, să spunem că înclinarea planului ecuatorului lui Venus față de planul orbitei sale nu depășește 3 °, motiv pentru care schimbările sezoniere de pe planetă sunt nesemnificative și nu există anotimpuri deloc.

Structura internă a planetei Venus

Densitatea medie a lui Venus este una dintre cele mai mari din sistemul solar: 5,24 g/cm 3 , ceea ce este cu doar 0,27 g mai puțin decât densitatea Pământului. Masele și volumele ambelor planete sunt, de asemenea, foarte asemănătoare, cu diferența că acești parametri sunt puțin mai mari pentru Pământ: masa este de 1,2 ori, volumul este de 1,15 ori.

fig.20 Structura internă a planetei Venus. Credit: NASA

Pe baza parametrilor considerați ai ambelor planete, putem concluziona că structura lor internă este similară. Și într-adevăr: Venus, ca și Pământul, este formată din 3 straturi: crustă, manta și miez.

Stratul cel mai de sus este crusta venusiană, cu o grosime de aproximativ 16 km. Crusta este formată din bazalt, care au o densitate scăzută - aproximativ 2,7 g / cm 3 și s-au format ca urmare a revărsării de lave pe suprafața planetei. Acesta este probabil motivul pentru care scoarța venusiană are o vârstă geologică relativ mică - aproximativ 500 de milioane de ani. Potrivit unor oameni de știință, procesul de revărsare a fluxurilor de lavă pe suprafața lui Venus are loc cu o anumită periodicitate: în primul rând, substanța din manta, din cauza dezintegrarii elementelor radioactive, se încălzește: fluxurile convective sau penele deschid planeta. crusta, formând detalii unice ale suprafeței - tesere. Atinsă o anumită temperatură, fluxurile de lavă își fac drum la suprafață, acoperind aproape întreaga planetă cu un strat de bazalt. Erupțiile de bazalt au avut loc în mod repetat, iar în perioadele de pauză în activitatea vulcanică, câmpiile de lavă s-au întins din cauza răcirii, iar apoi s-au format centuri de fisuri și creste venusiene. Cu aproximativ 500 de milioane de ani în urmă, procesele din mantaua superioară a lui Venus păreau să se fi diminuat, poate din cauza epuizării căldurii interne.

Sub crusta planetară se află al doilea strat - mantaua, care se extinde până la o adâncime de aproximativ 3300 km până la granița cu miezul de fier. Aparent, mantaua lui Venus este formată din două straturi: o manta inferioară solidă și una superioară parțial topită.

Miezul lui Venus, a cărui masă este de aproximativ un sfert din întreaga masă a planetei, iar densitatea - 14 g / cm 3 - este solid sau parțial topit. Această presupunere a fost prezentată pe baza unui studiu al câmpului magnetic al planetei, care pur și simplu nu există. Și dacă nu există câmp magnetic, atunci nu există nicio sursă care să genereze acest câmp magnetic, adică. în miezul de fier nu există mișcare a particulelor încărcate (fluxuri convective), prin urmare, nu există mișcare a materiei în miez. Adevărat, câmpul magnetic nu poate fi generat din cauza rotației lente a planetei...

Suprafața planetei Venus

Forma planetei Venus este aproape sferică. Mai exact, poate fi reprezentat printr-un elipsoid triaxial, a cărui aplatizare polară este cu două ordine de mărime mai mică decât cea a Pământului.

În planul ecuatorial, semiaxele elipsoidului Venus sunt 6052,02 ± 0,1 km și 6050,99 ± 0,14 km. Semiaxa polară este de 6051,54±0,1 km. Cunoscând aceste dimensiuni, este posibil să se calculeze suprafața lui Venus - 460 milioane km 2.

fig.21 Comparaţia planetelor sistemului solar. Credit: site-ul web

Datele despre dimensiunile corpului solid al lui Venus au fost obținute folosind metode de interferență radio și rafinate folosind radioaltimetru și măsurători ale traiectoriei atunci când planeta se afla în raza de acțiune a navei spațiale.

Fig.22 Regiunea Estla pe Venus. Un vulcan înalt este vizibil în depărtare. Credit: NASA/JPL

Cea mai mare parte a suprafeței lui Venus este ocupată de câmpii (până la 85% din întreaga suprafață a planetei), printre care predomină câmpiile bazaltice, netede, ușor complicate de o rețea de creste înguste și întortocheate, ușor înclinate. O zonă mult mai mică decât cele netede este ocupată de câmpii lobate sau deluroase (până la 10% din suprafața lui Venus). Ele sunt caracterizate prin proeminențe asemănătoare limbii, ca lobi, care diferă în luminozitate radio, care pot fi interpretate ca acoperiri extinse de lavă de bazalt cu vâscozitate scăzută, precum și numeroase conuri și cupole cu diametrul de 5-10 km, uneori cu cratere deasupra. . Există și zone de câmpie pe Venus, dens acoperite cu crăpături sau practic nederanjate de deformări tectonice.

pic.23 Arhipelagul Ishtar. Credit: NASA/JPL/USGS

Pe lângă câmpiile de pe suprafața lui Venus, au fost descoperite trei vaste zone ridicate, care poartă numele zeițelor pământești ale iubirii.

O astfel de zonă, arhipelagul Ishtar, este o vastă regiune muntoasă din emisfera nordică, comparabilă ca mărime cu Australia. În centrul arhipelagului se află platoul Lakshmi de origine vulcanică, care este de două ori mai mare decât Tibetul terestru. De la vest, platoul este delimitat de munții Akny, de la nord-vest de munții Freya, înălțimi de până la 7 km, iar de la sud de munții pliați Danu și marginile Vesta și Ut, cu o scădere totală de până la 3. km sau mai mult. Partea de est a platoului „taie” în cel mai înalt sistem montan al lui Venus – Munții Maxwell, denumiti după fizicianul englez James Maxwell. Partea centrală a lanțului muntos se ridică la 7 km, iar vârfurile muntoase individuale situate în apropierea meridianului zero (63 ° N și 2,5 ° E) se ridică la înălțimi de 10,81-11,6 km, la 15 km deasupra șanțului Venusian adânc, care se află în apropiere. ecuatorul.

O altă zonă înălțată - arhipelagul Afroditei, care se întinde de-a lungul ecuatorului Venusian, este și mai mare ca dimensiune: 41 milioane km 2, deși înălțimile sunt mai mici aici.

Acest teritoriu vast, situat în regiunea ecuatorială a lui Venus și care se întinde pe 18 mii de km, acoperă longitudini de la 60 ° la 210 °. Se întinde de la 10°N. până la 45°S peste 5 mii de km, iar vârful său estic - regiunea Atla - se întinde până la 30 ° latitudine nordică.

A treia regiune ridicată a lui Venus este țara Lada, care se află în emisfera sudică a planetei și se află vizavi de arhipelagul Ishtar. Aceasta este o zonă destul de plată, a cărei înălțime medie a suprafeței este aproape de 1 km, iar maximul (puțin mai mult de 3 km) este atins în coroana Quetzalpetlatl cu un diametru de 780 km.

Fig. 24 Tessera Ba "het. Credit: NASA / JPL

Pe lângă aceste regiuni înălțate, datorită dimensiunii și înălțimii lor, numite „ținuturi”, pe suprafața lui Venus se remarcă altele mai puțin extinse. Cum ar fi, de exemplu, tesserae (din greacă - țigle), care sunt dealuri sau zone muntoase cu dimensiuni cuprinse între sute și mii de kilometri, a căror suprafață este străbătută în direcții diferite de sisteme de creste trepte și șanțuri care le separă, formate din roiuri de falii tectonice.

Crestele sau crestele din interiorul teselor pot fi liniare și extinse: până la multe sute de kilometri. Și pot fi ascuțite sau, dimpotrivă, rotunjite, uneori cu o suprafață superioară plată limitată de margini verticale, care seamănă cu o combinație de grabens și horsts de panglică în condiții terestre. Destul de des, crestele seamănă cu o peliculă încrețită de kissel înghețat sau lave de frânghie ale bazaltilor din Insulele Hawaii. Înălțimea crestei poate fi de până la 2 km, iar marginile - până la 1 km.

Șanțurile care separă crestele trec cu mult dincolo de zonele înalte, întinzându-se pe mii de kilometri peste vastele câmpii venusiene. În topografie și morfologie, ele sunt similare cu zonele de ruptură ale Pământului și par a fi de aceeași natură.

Formarea teselor în sine este asociată cu mișcări tectonice repetate ale straturilor superioare ale lui Venus, însoțite de compresie, tensiune, despărțiri, ridicări și subsidență a diferitelor părți ale suprafeței.

Trebuie spus că acestea sunt cele mai vechi formațiuni geologice de pe suprafața planetei, prin urmare li s-au dat numele potrivite: în onoarea zeițelor asociate cu timpul și soarta. Astfel, o zonă de înălțime mare, care se întinde pe 3.000 km lângă polul nord, poartă numele de tesera norocului, la sud de aceasta se află tesera Laima, care poartă numele zeiței letone a fericirii și a sorții.

Împreună cu pământurile sau continentele, teserele ocupă puțin mai mult de 8,3% din teritoriul planetei, adică. o suprafață de exact 10 ori mai mică decât câmpiile și, eventual, constituie temelia unui teritoriu semnificativ, dacă nu chiar al întregului, al câmpiilor. Restul de 12% din teritoriul lui Venus este ocupat de 10 tipuri de relief: coroane, falii și canioane tectonice, domuri vulcanice, „arahnoide”, canale misterioase (brazde, linii), creste, cratere, patere, cratere cu parabole întunecate, dealuri. Să luăm în considerare fiecare dintre aceste elemente ale reliefului mai detaliat.

Fig.25 Coroana este un detaliu unic în relief pe Venus. Credit: NASA/JPL

Coroanele, care, împreună cu tesele, sunt detalii unice ale reliefului suprafeței lui Venus, sunt mari depresiuni vulcanice ovale sau rotunde, cu o parte centrală ridicată, înconjurate de metereze, creste și depresiuni. Partea centrală a coroanelor este ocupată de un vast platou intermontano, din care lanțuri muntoase se extind în inele, ridicându-se adesea deasupra părții centrale a platoului. Încadrarea inelului coroanelor este de obicei incompletă.

Coroanele de pe planeta Venus, conform rezultatelor cercetărilor de la nave spațiale, au găsit câteva sute. Coroanele diferă între ele ca mărime (de la 100 până la 1000 km), și în vârsta rocilor care le compun.

Coroanele s-au format, aparent, ca urmare a fluxurilor convective active din mantaua lui Venus. În jurul multor coroane, se observă fluxuri de lavă solidificate, divergente în lateral sub formă de limbi largi, cu marginea exterioară festonată. Aparent, coroanele erau cele care puteau servi drept surse principale prin care materia topită din intestine a pătruns pe suprafața planetei, solidificându-se pentru a forma vaste suprafețe plate ocupând până la 80% din teritoriul lui Venus. Numele acestor surse abundente de roci topite sunt date de numele zeițelor fertilității, recoltei, florilor.

Unii oameni de știință cred că coroanele sunt precedate de o altă formă specifică de relief venusian - arahnoizii. Arahnoidele, care și-au primit numele datorită asemănării lor cu păianjenii, seamănă cu forma coroanelor, dar sunt mai mici. Liniile strălucitoare care se extind din centrele lor pe mulți kilometri pot corespunde crăpăturilor de pe suprafață care au apărut atunci când magma a erupt din intestinele planetei. În total, se cunosc aproximativ 250 de arahnoizi.

Pe lângă tesere, coroane și arahnoide, formarea falilor tectonice sau a șanțurilor este asociată cu procese endogene (interne). Faliile tectonice sunt adesea grupate în centuri lungi (până la mii de kilometri) care sunt foarte răspândite pe suprafața lui Venus și pot fi asociate cu alte forme de relief structurale, de exemplu, cu canioane, care în structura lor seamănă cu rifturile continentale terestre. În unele cazuri, se observă un model aproape ortogonal (dreptunghiular) de fisuri care se intersectează reciproc.

Fig. 27 Muntele Maat. Credit: JPL

Vulcanii sunt, de asemenea, foarte răspândiți pe suprafața lui Venus: sunt mii. Mai mult, unele dintre ele ating dimensiuni enorme: până la 6 km înălțime și 500 km lățime. Dar majoritatea vulcanilor sunt mult mai mici: doar 2-3 km în diametru și 100 m înălțime. Marea majoritate a vulcanilor venusieni sunt dispăruți, dar unii pot erupe în prezent. Cel mai evident candidat pentru un vulcan activ este Muntele Maat.

În mai multe locuri de pe suprafața lui Venus, au fost descoperite brazde și linii misterioase de la sute la câteva mii de kilometri lungime și 2 până la 15 kilometri lățime. În exterior, arată ca văile râurilor și au aceleași trăsături: circumvoluții asemănătoare meandrelor, divergența și convergența „conductelor” individuale și, în cazuri rare, ceva similar cu o deltă.

Cel mai lung canal de pe planeta Venus este valea Baltis, lungă de aproximativ 7000 km cu o lățime foarte consistentă (2-3 km).

Apropo, partea de nord a văii Baltis a fost descoperită și pe imaginile sateliților Venera-15 și Venera-16, dar rezoluția imaginilor din acea vreme nu era suficient de mare pentru a distinge detaliile acestei formațiuni și a fost cartografiat ca o fisură extinsă de origine necunoscută.

fig.28 Canale pe Venus în limitele ţinutului Lada. Credit: NASA/JPL

Originea văilor sau canalelor venusiane rămâne un mister, în primul rând pentru că oamenii de știință nu cunosc un lichid care să poată tăia suprafața la astfel de distanțe. Calculele făcute de oamenii de știință au arătat că lavele bazaltice, ale căror urme sunt răspândite pe toată suprafața planetei, nu ar avea suficiente rezerve de căldură pentru a curge continuu și a topi substanța câmpiilor bazaltice, a tăia canale în ele pe mii de kilometri. La urma urmei, astfel de canale sunt cunoscute, de exemplu, pe Lună, deși lungimea lor este de doar zeci de kilometri.

Prin urmare, este probabil ca lichidul care traversează câmpiile bazaltice ale lui Venus timp de sute și mii de kilometri să fie lave de komatiit supraîncălzite sau chiar lichide mai exotice, cum ar fi carbonații topiți sau sulful topit. Până la sfârșit, originea văilor lui Venus este necunoscută...

Pe lângă văile, care sunt forme de relief negative, formele de relief pozitive sunt frecvente și pe câmpiile lui Venus - creste, cunoscute și ca una dintre componentele reliefului specific teselor. Crestele se formează adesea în centuri extinse (până la 2000 km sau mai mult) de câteva sute de kilometri lățime. Lățimea unei creste individuale este mult mai mică: rar până la 10 km, iar pe câmpie se reduce la 1 km. Înălțimile crestelor sunt de la 1,0-1,5 până la 2 km, iar marginile care le limitează sunt de până la 1 km. Crestele ușoare întortocheate pe fundalul unei imagini radio mai întunecate ale câmpiilor sunt modelul cel mai caracteristic al suprafeței lui Venus și ocupă ~ 70% din suprafața sa.

Crestele sunt foarte asemănătoare cu astfel de detalii ale suprafeței lui Venus precum dealurile, cu diferența că dimensiunile lor sunt mai mici.

Toate formele (sau tipurile) reliefului de suprafață al lui Venus descrise mai sus își datorează originea energiei interne a planetei. Există doar trei tipuri de relief, a căror origine este cauzată de cauze externe, pe Venus: cratere, pater și cratere cu parabole întunecate.

Spre deosebire de multe alte corpuri ale sistemului solar: planete terestre, asteroizi, relativ puține cratere de impact de meteoriți au fost găsite pe Venus, care este asociată cu activitatea tectonică activă, care a încetat acum 300-500 de milioane de ani. Activitatea vulcanică s-a desfășurat foarte rapid, deoarece, altfel, numărul craterelor din zonele mai vechi și cele mai tinere ar fi diferit semnificativ și distribuția lor în zonă nu ar fi fost întâmplătoare.

Până în prezent, pe suprafața lui Venus au fost descoperite un total de 967 de cratere, cu diametrul cuprins între 2 și 275 km (în apropierea craterului Mead). Craterele sunt împărțite condiționat în mari (peste 30 km) și mici (mai puțin de 30 km), care includ 80% din numărul total al tuturor craterelor.

Densitatea craterelor de impact de pe suprafața lui Venus este foarte mică: de aproximativ 200 de ori mai mică decât pe Lună și de 100 de ori mai mică decât pe Marte, ceea ce corespunde la doar 2 cratere la 1 milion de km 2 de suprafață venusiană.

Privind imaginile suprafeței planetei realizate de aparatul Magellan, oamenii de știință au reușit să vadă câteva aspecte ale formării craterelor de impact în condițiile lui Venus. În jurul craterelor s-au descoperit raze de lumină și inele - rocă aruncată în timpul exploziei. În multe cratere, o parte din ejecta este o substanță lichidă, care formează, de obicei îndreptate într-o singură direcție de la crater, fluxuri extinse de zeci de kilometri lungime. Până acum, oamenii de știință nu și-au dat seama încă ce fel de lichid este: o topitură de impact supraîncălzită sau o suspensie de materie solidă cu granulație fină și picături de topire suspendate în atmosfera apropiată de suprafață.

Mai multe cratere venusiane sunt inundate cu lavă din câmpiile adiacente, dar marea majoritate a acestora au un aspect foarte distinct, indicând o intensitate slabă a proceselor de eroziune materială pe suprafața lui Venus.

Podeaua majorității craterelor de pe Venus este întunecată, ceea ce indică o suprafață netedă.

Un alt tip comun de teren sunt craterele cu parabole întunecate, iar zona principală este ocupată de parabole întunecate (în imaginea radio), suprafața totală a cărora este aproape 6% din întreaga suprafață a lui Venus. Culoarea parabolelor se datorează faptului că acestea sunt compuse dintr-un înveliș de material cu granulație fină de până la 1-2 m grosime, format din cauza emisiilor de la craterele de impact. De asemenea, este posibil ca acest material să fi fost prelucrat prin procese eoliene, care au dominat într-o serie de regiuni ale lui Venus, lăsând mulți kilometri de relief eolian în dungi.

Paterele sunt asemănătoare craterelor și craterelor cu parabole întunecate - cratere de formă neregulată sau cratere complexe cu margini festonate.

Toate aceste date au fost colectate atunci când planeta Venus a fost la îndemâna navelor spațiale (seria sovietică, Venera și americană, Mariner și Pioneer-Venus).

Deci, în octombrie 1975, vehiculele de coborâre Venera-9 și Venera-10 au făcut o aterizare ușoară pe suprafața planetei și au transmis imagini ale locului de aterizare pe Pământ. Acestea au fost primele fotografii din lume transmise de pe suprafața unei alte planete. Imaginea a fost obținută în raze vizibile cu ajutorul unui telefotometru - un sistem care, după principiul de funcționare, seamănă cu un televizor mecanic.

Pe lângă fotografiarea suprafeței AMS-urilor Venera-8, Venera-9 și Venera-10, au măsurat densitatea rocilor de suprafață și conținutul de elemente radioactive naturale din acestea.

La locurile de aterizare ale lui Venera-9 și Venera-10, densitatea rocilor de suprafață a fost aproape de 2,8 g/cm roci magmatice ale scoarței terestre...

În 1978, a fost lansat aparatul american Pioneer-Venus, al cărui rezultat a fost o hartă topografică creată pe baza unui sondaj radar.

În cele din urmă, în 1983, navele spațiale Venera-15 și Venera-16 au intrat pe orbită în jurul lui Venus. Folosind radar, ei au cartografiat emisfera nordică a planetei până la paralela de 30° la o scară de 1:5.000.000 și au descoperit pentru prima dată trăsături unice ale suprafeței lui Venus, cum ar fi teserele și coroanele.

Hărți și mai detaliate ale întregii suprafețe cu detalii de până la 120 m au fost obținute în 1990 de nava Magellan. Calculatoarele au transformat informațiile radar în imagini asemănătoare unei fotografii care arată vulcani, munți și alte detalii peisajului.

Fig. 30 Harta topografică a lui Venus, compilată din imagini ale stației interplanetare Magellan. Credit: NASA

Conform deciziei Uniunii Astronomice Internaționale, pe harta lui Venus - doar nume feminine, deoarece ea însăși, singura planetă, poartă un nume feminin. Există doar 3 excepții de la această regulă: munții Maxwell, regiunile Alpha și Beta.

Numele pentru detaliile reliefului său, care sunt preluate din mitologiile diferitelor popoare ale lumii, sunt atribuite în conformitate cu procedura stabilită. Ca aceasta:

Dealurile sunt numite după zeițe, titanide, uriașe. De exemplu, regiunea Ulfrun, numită după una dintre cele nouă uriașe din miturile scandinave.

Lowlands - eroinele miturilor. În onoarea uneia dintre aceste eroine ale mitologiei grecești antice, este numită cea mai adâncă zonă joasă a Atalantei, care se află la latitudinile nordice ale lui Venus.

Brazdele și liniile poartă numele personajelor mitologice feminine războinice.

Coroane în onoarea zeițelor fertilității, agriculturii. Deși cea mai faimoasă dintre ele - coroana lui Pavlova cu un diametru de aproximativ 350 km, poartă numele unei balerine ruse.

Crestele poartă numele zeițelor cerului, personaje mitologice feminine asociate cu cerul, lumina. Deci de-a lungul uneia dintre câmpii se întindeau crestele Vrăjitoarei. Iar câmpia Beregini de la nord-vest la sud-est este străbătută de crestele Herei.

Pământurile și platourile poartă numele zeițelor iubirii și frumuseții. Deci, unul dintre continentele (tărâmurile) lui Venus se numește țara Iștarului și este o regiune muntoasă înaltă cu un vast platou Lakshmi de origine vulcanică.

Canioanele de pe Venus sunt numite după figuri mitologice asociate cu pădurea, vânătoarea sau Luna (similar cu Artemisa romană).

Zona muntoasă din emisfera nordică a planetei este străbătută de lungul canion al Baba Yaga. În regiunile Beta și Phoebe se remarcă Canionul Devana. Și din regiunea Themis până în țara Afroditei, cea mai mare carieră venusiană Parnge se întinde pe mai mult de 10 mii de km.

Craterele mari poartă numele unor femei celebre. Craterele mici sunt doar nume obișnuite de femei. Așadar, pe platoul de mare altitudine Lakshmi, puteți găsi mici cratere Berta, Lyudmila și Tamara, situate la sud de munții Freya și la est de marele crater Osipenko. Lângă coroana Nefertiti se află craterul Potanin, numit după exploratorul rus al Asiei Centrale, iar lângă acesta se află craterul Voynich (scriitor englez, autor al romanului „The Gadfly”). Iar cel mai mare crater de pe planetă a fost numit după etnograful și antropologul american Margaret Mead.

Paters sunt numiți după același principiu ca și craterele mari, adică. pe numele unor femei celebre. Exemplu: părintele Salfo.

Câmpiile sunt numite după eroinele diferitelor mituri. De exemplu, câmpiile Fecioarei Zăpezii și Baba Yaga. În jurul Polului Nord se întinde câmpia Louhi - stăpâna Nordului în miturile kareliane și finlandeze.

Tesserele poartă numele zeițelor destinului, fericirii și norocului. De exemplu, cea mai mare dintre teserele venusiane se numește tesera teluriană.

Pervazuri - în cinstea zeițelor vatrăi: Vesta, Ut etc.

Trebuie să spun că planeta conduce la numărul de părți numite printre toate corpurile planetare. Pe Venus și cea mai mare varietate de nume pentru originea lor. Iată numele din miturile a 192 de naționalități și grupuri etnice diferite de pe toate continentele lumii. Mai mult, denumirile sunt intercalate în jurul planetei, fără formarea de „regiuni naționale”.

Și în încheierea descrierii suprafeței lui Venus, oferim o structură succintă a hărții moderne a planetei.

La mijlocul anilor '60, meridianul a fost luat ca meridian zero (corespunde meridianului Greenwich al Pământului) pe harta lui Venus, trecând prin centrul unei zone rotunjite strălucitoare (pe imaginile radar) cu un diametru de 2 mii km. , situată în emisfera sudică a planetei și numită regiunea Alfa prin litera inițială a alfabetului grecesc. Mai târziu, odată cu creșterea rezoluției acestor imagini, poziția primului meridian a fost deplasată cu aproximativ 400 km datorită faptului că a trecut printr-un mic punct luminos în centrul unei mari structuri inelare de 330 km, numită Eva. După realizarea primelor hărți extinse ale lui Venus în 1984, s-a constatat că exact pe meridianul zero, în emisfera nordică a planetei, se află un mic crater cu diametrul de 28 km. Craterul a fost numit Ariadna, după numele eroinei mitului grecesc și era mult mai convenabil ca punct de referință.

Meridianul zero, împreună cu meridianul de 180°, împarte suprafața lui Venus în 2 emisfere: estică și vestică.

Atmosfera lui Venus. Condițiile fizice de pe planeta Venus

Deasupra suprafeței fără viață a lui Venus se află o atmosferă unică, cea mai densă din sistemul solar, descoperită în 1761 de M.V. Lomonosov, care a observat trecerea planetei pe discul solar.

Fig. 31 Venus acoperită de nori. Credit: NASA

Atmosfera lui Venus este atât de densă încât este absolut imposibil să vezi orice detaliu de pe suprafața planetei prin ea. Prin urmare, pentru o lungă perioadă de timp, mulți cercetători au crezut că condițiile de pe Venus erau apropiate de cele de pe Pământ în perioada Carboniferului și, în consecință, acolo trăiește și o faună similară. Totuși, studiile efectuate cu ajutorul vehiculelor de coborâre a stațiilor interplanetare au arătat că clima lui Venus și clima Pământului sunt două mari diferențe și nu există nimic în comun între ele. Deci, dacă temperatura stratului de aer inferior de pe Pământ depășește rar +57 ° C, atunci pe Venus temperatura stratului de aer din apropierea suprafeței ajunge la 480 ° C, iar fluctuațiile sale zilnice sunt nesemnificative.

Se observă diferențe semnificative și în compoziția atmosferelor celor două planete. Dacă în atmosfera Pământului gazul predominant este azotul, cu un conținut suficient de oxigen, un conținut nesemnificativ de dioxid de carbon și alte gaze, atunci în atmosfera lui Venus situația este exact inversă. Ponderea predominantă a atmosferei este dioxidul de carbon (~97%) și azotul (aproximativ 3%), cu mici adaosuri de vapori de apă (0,05%), oxigen (mii de procente), argon, neon, heliu și cripton. În cantități foarte mici există și impurități SO, SO2, H2S, CO, HCl, HF, CH4, NH3.

Presiunea și densitatea atmosferelor ambelor planete diferă, de asemenea, foarte mult. De exemplu, presiunea atmosferică pe Venus este de aproximativ 93 de atmosfere (de 93 de ori mai mare decât pe Pământ), iar densitatea atmosferei venusiene este de aproape două ordine de mărime mai mare decât densitatea atmosferei Pământului și de numai 10 ori mai mică decât densitatea. de apa. O densitate atât de mare nu poate decât să afecteze masa totală a atmosferei, care este de aproximativ 93 de ori masa atmosferei Pământului.

După cum cred acum mulți astronomi; temperatura ridicată la suprafață, presiunea atmosferică ridicată și un conținut relativ ridicat de dioxid de carbon sunt factori aparent legați. Temperatura ridicată favorizează transformarea rocilor carbonatice în silicat, cu eliberarea de CO 2 . Pe Pământ, CO 2 se leagă și trece în rocile sedimentare ca urmare a acțiunii biosferei, care este absentă pe Venus. Pe de altă parte, un conținut ridicat de CO 2 contribuie la încălzirea suprafeței Venusiene și a straturilor inferioare ale atmosferei, care a fost stabilit de omul de știință american Carl Sagan.

De fapt, învelișul gazos al planetei Venus este o seră gigantică. Este capabil să lase căldura solară, dar nu o eliberează, absorbind simultan radiația planetei în sine. Absorbanții sunt dioxid de carbon și vapori de apă. Efectul de seră apare și în atmosferele altor planete. Dar dacă în atmosfera lui Marte crește temperatura medie la suprafață cu 9°, în atmosfera Pământului - cu 35°, atunci în atmosfera lui Venus acest efect ajunge la 400 de grade!

Unii oameni de știință cred că în urmă cu 4 miliarde de ani, atmosfera lui Venus era mai mult ca atmosfera Pământului cu apă lichidă la suprafață și evaporarea acestei ape a cauzat efectul de seră necontrolat care se observă și astăzi...

Atmosfera lui Venus este formată din mai multe straturi care diferă foarte mult ca densitate, temperatură și presiune: troposferă, mezosferă, termosferă și exosferă.

Troposfera este stratul cel mai de jos și cel mai dens al atmosferei venusiane. Conține 99% din masa întregii atmosfere a lui Venus, din care 90% - până la o înălțime de 28 km.

Temperatura și presiunea în troposferă scad odată cu înălțimea, ajungând la altitudini apropiate de 50-54 km, valori de +20° +37°C și o presiune de doar 1 atmosferă. În astfel de condiții, apa poate exista sub formă lichidă (sub formă de picături minuscule), care, împreună cu temperatura și presiunea optime, similare cu cele din apropierea suprafeței Pământului, creează condiții favorabile vieții.

Limita superioară a troposferei se află la o altitudine de 65 km. deasupra suprafeței planetei, separându-se de stratul de deasupra - mezosferă - tropopauză. Vânturile de uragan predomină aici cu viteze de 150 m/s și mai mari, față de 1 m/s aproape de suprafață.

Vânturile din atmosfera lui Venus sunt create prin convecție: aerul cald deasupra ecuatorului se ridică și se răspândește spre poli. Această rotație globală se numește rotație Hadley.

fig.32 Vârtejul polar lângă polul sudic al lui Venus. Credit: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA/Univ. din Oxford

La latitudini apropiate de 60°, rotația lui Hadley se oprește: aerul cald coboară și începe să se deplaseze înapoi spre ecuator, ceea ce este facilitat de concentrația mare de monoxid de carbon din aceste locuri. Cu toate acestea, rotația atmosferei nu se oprește nici la nord de latitudinile 60: aici așa-numita. „gulere polare”. Se caracterizează prin temperaturi scăzute, poziție ridicată a norilor (până la 72 km.).

Existența lor este o consecință a unei creșteri bruște a aerului, în urma căreia se observă răcirea adiabatică.

În jurul polilor planetei, încadrați de „gulere polare”, funcționează vârtejuri polare gigantice, de patru ori mai mari decât omologii lor terestre. Fiecare vortex are doi ochi - centre de rotație, care se numesc dipoli polari. Vârtejurile se rotesc cu o perioadă de aproximativ 3 zile în direcția rotației generale a atmosferei, iar vitezele vântului variază de la 35-50 m/s lângă marginile lor exterioare până la zero la poli.

Vârtejurile polare, așa cum cred astronomii de astăzi, sunt anticicloni cu curenți de aer descendenți în centru și care se ridică brusc în apropierea gulerelor polare. Similar cu vortexurile polare ale lui Venus, structurile de pe Pământ sunt anticicloni polari de iarnă, în special cel care se formează peste Antarctica.

Mezosfera lui Venus se întinde la altitudini de la 65 la 120 km și poate fi împărțită în 2 straturi: primul se află la o altitudine de 62-73 km, are o temperatură constantă și este limita superioară a norilor; al doilea este la o altitudine cuprinsă între 73-95 km, temperatura aici scade odată cu înălțimea, atingându-și minimul la limita superioară de -108°C. Peste 95 km deasupra suprafeței lui Venus, începe mezopauza - granița dintre mezosferă și termosferă situată deasupra. În mezopauză, temperatura crește odată cu înălțimea, ajungând la +27° +127°C pe partea de zi a lui Venus. Pe partea de noapte a lui Venus, în mezopauză, are loc o răcire semnificativă și temperatura scade la -173°C. Această regiune, cea mai rece de pe Venus, este uneori numită chiar criosferă.

La altitudini de peste 120 km se află termosfera, care se extinde la o altitudine de 220-350 km, până la granița cu exosfera - regiunea în care gazele ușoare părăsesc atmosfera și există în principal doar hidrogen. Exosfera se termină, și odată cu ea atmosfera, la o altitudine de ~5500 km, unde temperatura ajunge la 600-800 K.

În mezo- și termosfera lui Venus, precum și în troposfera inferioară, masa de aer se rotește. Adevărat, mișcarea masei de aer nu are loc în direcția de la ecuator la poli, ci în direcția de la partea de zi a lui Venus spre partea de noapte. Pe partea de zi a planetei, are loc o creștere puternică a aerului cald, care se răspândește la altitudini de 90-150 km, deplasându-se spre partea de noapte a planetei, unde aerul încălzit scade brusc, rezultând încălzirea adiabatică a aerului. . Temperatura din acest strat este de numai -43°C, ceea ce este cu până la 130° mai mare decât în ​​general pe partea de noapte a mezosferei.

Date despre caracteristicile și compoziția atmosferei venusiene au fost obținute și prin AMS din seria Venus cu numerele de serie 4, 5 și 6. Venera 9 și 10 au clarificat conținutul de vapori de apă din straturile profunde ale atmosferei, aflând că vaporii de apa maximi sunt continuti la altitudini de 50 km, unde este de o suta de ori mai mare decat cel al unei suprafete solide, iar proportia vaporilor se apropie de unu la suta.

Pe lângă studierea compoziției atmosferei, stațiile interplanetare Venera-4, 7, 8, 9, 10 au măsurat presiunea, temperatura și densitatea în straturile inferioare ale atmosferei lui Venus. Ca urmare, s-a constatat că temperatura de pe suprafața lui Venus este de aproximativ 750 ° K (480 ° C), iar presiunea este aproape de 100 atm.

Vehiculele de coborâre Venera-9 și Venera-10 au primit și informații privind structura stratului de nor. Deci, la altitudini de la 70 la 105 km există o ceață stratosferică rarefiată. Mai jos, la o altitudine de 50 până la 65 km (mai rar până la 90 km), se află cel mai dens strat de nori, care, din punct de vedere al proprietăților sale optice, este mai aproape de ceața rarefiată decât de nori în sensul pământesc al cuvântului. . Raza de vizibilitate aici ajunge la câțiva kilometri.

Sub stratul principal de nor - la altitudini de la 50 la 35 km, densitatea scade de mai multe ori, iar atmosfera atenuează radiația solară în principal datorită împrăștierii Rayleigh în CO 2 .

Ceața sub nor apare doar noaptea, răspândindu-se până la un nivel de 37 km - până la miezul nopții și până la 30 km - în zori. Până la amiază această ceață se risipește.

fig.33 Fulgerul în atmosfera lui Venus. Credit: ESA

Culoarea norilor lui Venus este galben-portocaliu, datorită conținutului semnificativ de CO 2 din atmosfera planetei, molecule mari ale cărora împrăștie această parte particulară a luminii solare și compoziția norilor înșiși, constând din 75. -80% acid sulfuric (poate chiar fluor sulfuric) cu impurități de acizi clorhidric și fluorhidric. Compoziția norilor lui Venus a fost descoperită în 1972 de cercetătorii americani Louise și Andrew Young, precum și de Godfrey Sill, independent unul de celălalt.

Studiile au arătat că acidul din norii venusieni se formează chimic din dioxid de sulf (SO 2 ), care poate fi sursă de roci de suprafață purtătoare de sulf (pirite) și erupții vulcanice. Vulcanii se manifestă și în alt mod: erupțiile lor generează descărcări electrice puternice - adevărate furtuni în atmosfera lui Venus, care au fost înregistrate în mod repetat de instrumentele stațiilor din seria Venus. Mai mult, furtunile de pe planeta Venus sunt foarte puternice: fulgerele lovesc cu 2 ordine de mărime mai des decât în ​​atmosfera Pământului. Acest fenomen este numit „Dragonul electric al lui Venus”.

Norii sunt foarte strălucitori, reflectând 76% din lumină (aceasta este comparabilă cu reflectivitatea norilor cumuluși din atmosferă și a calotelor polare de pe suprafața Pământului). Cu alte cuvinte, mai mult de trei sferturi din radiația solară este reflectată de nori și doar mai puțin de un sfert trece în jos.

Temperatura norilor - de la +10° la -40°С.

Stratul de nor se mișcă rapid de la est la vest, făcând o revoluție în jurul planetei în 4 zile pământești (conform observațiilor Mariner-10).

Câmpul magnetic al lui Venus. Magnetosfera planetei Venus

Câmpul magnetic al lui Venus este nesemnificativ - momentul său dipol magnetic este mai mic decât cel al Pământului cu cel puțin cinci ordine de mărime. Motivele unui câmp magnetic atât de slab sunt: ​​rotația lentă a planetei în jurul axei sale, vâscozitatea scăzută a nucleului planetar, pot exista și alte motive. Cu toate acestea, ca urmare a interacțiunii câmpului magnetic interplanetar cu ionosfera lui Venus, în aceasta din urmă se creează câmpuri magnetice de intensitate mică (15-20 nT), situate haotic și instabile. Aceasta este așa-numita magnetosferă indusă a lui Venus, care are un șoc de arc, un magnetosheath, o magnetopauză și o magnetotail.

Unda de șoc din arc se află la altitudini de 1900 km deasupra suprafeței planetei Venus. Această distanță a fost măsurată în 2007 în perioada minimă de activitate solară. În timpul activității solare maxime, înălțimea undei de șoc crește.

Magnetopauza este situată la o altitudine de 300 km, ceea ce este puțin mai mare decât ionopauza. Între ele există o barieră magnetică - o creștere bruscă a câmpului magnetic (până la 40 T), care împiedică pătrunderea plasmei solare în adâncurile atmosferei lui Venus, cel puțin în timpul unui minim de activitate solară. În straturile superioare ale atmosferei, pierderi semnificative de ioni O+, H+ și OH+ sunt asociate cu activitatea vântului solar. Lungimea magnetopauzei este de până la zece raze ale planetei. Același câmp magnetic al lui Venus, sau mai degrabă coada lui, se extinde la câteva zeci de diametre venusiene.

Ionosfera planetei, cu care este asociată prezența câmpului magnetic al lui Venus, apare sub influența unor influențe semnificative ale mareelor ​​din cauza apropierii relative de Soare, datorită căreia se formează un câmp electric deasupra suprafeței lui Venus, a cărui putere poate fi de două ori mai mare decât „câmpul de vreme senin” observat deasupra suprafeței Pământului. Ionosfera lui Venus este situată la altitudini de 120-300 km și este formată din trei straturi: între 120-130 km, între 140-160 km și între 200-250 km. La altitudini apropiate de 180 km poate exista un strat suplimentar. Numărul maxim de electroni pe unitate de volum - 3×10 11 m -3 a fost găsit în al 2-lea strat în apropierea punctului floarea soarelui.

Mercur este numit „evaziv” deoarece este greu de observat. Această planetă, cea mai apropiată de Soare, se ascunde adesea în razele sale, iar pe cerul nostru nu se deplasează departe de Soare - maxim 28 de grade, deoarece orbita lui Mercur este situată în interiorul pământului. Mercur este mereu pe cer, fie în aceeași constelație cu Soarele, fie într-una vecină. De obicei, Mercur este vizibil pe fundalul zorilor și este greu de găsit pe un cer luminos. Cel mai bun moment pentru a observa Mercur este atunci când este cel mai departe de Soare pe cer.

Austria În aceleași zile - la granița constelațiilor Săgetător și Capricorn - Mercur este vizibil lângă Venus - este, de asemenea, strălucitor (comparabil ca luminozitate cu cele mai strălucitoare stele de pe cer), dar zorii de seară pot fi mai strălucitori decât el. iar Mercur va fi găsit cel mai probabil doar cu binoclu - găsește-l pe Venus cu ochiul tău, îndreaptă binoclul spre el și Mercur va fi în același câmp vizual cu el. Acesta este un eveniment destul de rar și trebuie văzut. Apropierea lui Venus de Mercur va dura până la mijlocul lui ianuarie 2015.

SUA Îndepărtarea unghiulară a unei planete de la Soare se numește alungire. Dacă planeta este îndepărtată de la Soare spre est - aceasta este alungirea estică, dacă spre vest - vestul. La alungirea estică, Mercur este vizibil în vest, jos la orizont, în razele zorilor de seară, la scurt timp după apus, și apune la ceva timp după el. La alungirea vestică, Mercur este vizibil în est dimineața pe fundalul zorilor, cu puțin timp înainte de răsărit. Acest cuplu este vizibil și de pe teritoriul Rusiei. Astronomii scriu. că ar trebui să fie vizibile într-o oră și au apune în jurul orei șapte seara.Pe 15 ianuarie, Mercur va fi la cea mai mare alungire estică, îndepărtându-se de Soare cu 19 grade. Iar zilele cele mai apropiate de această dată sunt cele mai favorabile pentru observarea ei. După apus, Mercur va fi deasupra orizontului timp de aproape două ore. Ca o stea strălucitoare, va fi vizibilă în sud-vest în constelația Capricornului, jos la orizont. Găsiți-l fără dificultate o va ajuta pe Venus. Această planetă cea mai strălucitoare, care atrage atenția cu strălucirea sa strălucitoare, strălucește seara peste orizontul vestic. Steaua strălucitoare din dreapta ei este Mercur.

Japonia După 16 ianuarie 2015, Venus și Mercur se vor despărți pe cer. Mercur va începe să se întoarcă la Soare, descriind o buclă în sfera cerească, iar Venus va continua să se îndepărteze de lumina zilei, iar durata vizibilității sale va crește în fiecare zi.

> Cum să observați Mercur și Venus

Mercur și Venus pe cer - cum să observăm primele planete de la Soare: alegerea unui telescop și a filtrelor, când să observăm și unde să privești, fotografii ale planetelor, Venus după-amiaza.

Mercur și Venus par a fi cele mai ușor de observat planete, deoarece sunt considerate vecine ale Pământului, aflate la o distanță relativ apropiată, iar Venus era percepută în general în antichitate drept Steaua dimineții și a serii, deoarece ardea puternic noaptea. cer. Cu toate acestea, este important să știți cum să găsiți Mercur și Venus și să le distingem de alte obiecte. De asemenea, ar trebui să înțelegeți cum să alegeți și să cumpărați telescopul potrivit pentru a vă bucura de priveliște și chiar pentru a face fotografii de înaltă calitate cu Mercur și Venus.

Mercur este planeta cea mai apropiată de Soare. Distanța dintre Soare și Mercur este de aproximativ 58.000.000 km. Orbita planetei este prea alungită. Durata unui an pe Mercur este de 88 de zile. În jurul planetei există o atmosferă foarte rarefiată, cu un conținut ridicat de heliu. Presiunea unei astfel de atmosfere este de 500 de miliarde de ori mai mică decât presiunea de la suprafața Pământului obișnuită pentru om.

Venus este unul dintre cele mai interesante obiecte de pe cerul înstelat, care este al doilea după Soare și Lună în ceea ce privește luminozitatea. Planeta face o revoluție completă în jurul Soarelui în 255 de zile și în jurul axei sale - în 243 de zile. Acest lucru face ca Venus să fie planeta cu cea mai lungă zi din sistemul solar. Atmosfera lui Venus este de aproximativ 96,5% dioxid de carbon și 3,5% azot.

Instrumente

Nu există diferențe semnificative între cum să găsești mercur și Venus pe cer. Dar există câteva trucuri aici care merită învățate. De exemplu, observațiile lui Venus vor fi ineficiente dacă sunt efectuate cu un refractor acromatic, care agravează imaginea cu un cromatism impresionant. Acest lucru este vizibil în special datorită strălucirii celei mai strălucitoare a planetei. Cel mai bine este să vă aprovizionați cu o montură Go-To sau ecuatorială, deoarece explorarea planetelor inferioare se face de obicei în timpul zilei. Acesta este motivul pentru care utilizarea monturii obișnuite alt-azimutale este practic imposibilă aici.

Cu sondajele vizuale, este aproape imposibil să vezi orice detaliu pe suprafața lui Venus și Mercur, așa că nu ar trebui să te îndoiești de calitatea telescoapelor optice. Ocularele planetare moderne - monocentrice și ortocentrice vor ajuta la corectarea situației.

Nu uitați de setul de filtre de culoare, care trebuie să conțină filtre roșu închis, roșu și portocaliu, menite să mărească contrastul planetelor în timpul observațiilor în amurg sau pe cerul zilei. Filtrele violet și albastru sunt folosite pentru a vizualiza detaliile întunecate pe discurile planetare.

Vă rugăm să rețineți că în timpul observațiilor în timpul zilei ale lui Venus sau Mercur, nu puteți privi Soarele printr-un găsitor optic sau un ocular al telescopului! Evitați chiar și intrarea accidentală a Soarelui în câmpul vizual al telescopului. Chiar și o secundă greșeală vă poate costa vederea!

Când să-l observăm pe Mercur

Nu degeaba Mercur este numit planeta evazivă, deoarece durata perioadei sale de vizibilitate este mai scurtă decât restul planetelor. În același timp, Mercur se mișcă în imediata apropiere a Soarelui, astfel încât locuitorii din regiunile nordice ale Rusiei, Marii Britanii, SUA și țărilor scandinave nu îl pot vedea noaptea. Iar astronomii din țările sudice îl pot observa pe Mercur după debutul nopții astronomice.

Cel mai bine este să-l observați pe Mercur în momentele de alungire maximă, când planeta se îndepărtează de Soare la o distanță considerabilă și ocupă cel mai înalt punct deasupra orizontului în zorii dimineții sau serii. La latitudinile nordice, astfel de perioade apar primăvara, când Mercur este vizualizat seara, sau toamna, când planeta este observată dimineața devreme.

Mercur, Venus și Jupiter pe cerul serii

Observații cu Mercur

Pentru astronomii începători, observațiile lui Mercur pot fi puțin dezamăgitoare. Aspectul planetei nu este foarte atractiv, mai ales în comparație cu Saturn, Jupiter sau Luna. De aceea, doar un observator sofisticat care nu se teme de sarcini dificile poate aprecia adevărata frumusețe a lui Mercur.

În același timp, nu toți astronomii cu experiență au observat Mercur cel puțin o dată, deoarece multe ore de observare a galaxiilor întunecate și plictisitoare atrage doar cei mai entuziaști cercetători.

Unde să-l găsești pe Mercur?

Unde să-l cauți pe Mercur pe cerul nopții? Ei bine, Mercur poate fi găsit cu ușurință pe cer cu ochiul liber. Acest lucru se face de obicei cu o săptămână înainte și după alungirea maximă. Este mai bine dacă atmosfera în acest moment este destul de calmă și nu există smog urban sau clădiri înalte în jur. În serile de primăvară, Mercur poate fi văzut timp de o jumătate de oră după apusul soarelui. Apoi planeta este situată deasupra părții de vest a orizontului. Pe cerul crepuscular se poate vizualiza și planeta, dar aici transparența atmosferei și a terenului își au valoarea lor. În lunile de toamnă, în perioada de vizibilitate matinală, Mercur poate fi văzut la jumătate de oră după răsărire. Planeta este vizibilă cu ochiul liber timp de 60 de minute, apoi dispare în razele soarelui.

În zilele bune, luminozitatea lui Mercur este de -1,3 magnitudine. Aceasta este cu 0,1 mai mică decât parametrii lui Sirius, cea mai strălucitoare stea de pe cerul nopții. Rețineți că apropierea de orizont și stratul gros și turbulent de aer din calea luminii de pe planetă fac din Mercur o stea sclipitoare, cu o nuanță roz sau roz pal.

Sarcina de a observa pe Mercur este mai ușoară dacă aveți un binoclu. Este deosebit de ușor să-l găsești imediat după apusul soarelui pe un cer luminos. Desigur, cu ajutorul binoclului nu vei putea vedea fazele lui Mercur, dar acesta este un instrument excelent pentru a-l căuta și a studia fenomene precum apropierea stelelor, a altor planete, a Lunii.

Observații telescopice ale lui Mercur

Observațiile telescopului lui Mercur sunt posibile timp de aproximativ cinci săptămâni înainte și după perioada de vizibilitate maximă. Cu toate acestea, va spune imediat că studiul acestei planete este o sarcină extrem de dificilă. După cum sa menționat mai sus, poziția joasă a lui Mercur deasupra orizontului face imposibilă explorarea completă chiar și cu un telescop. Imaginea planetei este constant distorsionată, liniștindu-se doar în rare momente când astronomul poate vedea cele mai interesante detalii.

Caracteristica principală a lui Mercur sunt fazele sale, pe care le puteți studia cu un telescop de 80 mm. Desigur, pentru aceasta trebuie să creșteți multiplicitatea dispozitivului la 100x sau mai mult. În timpul alungirii maxime, discul lui Mercur este iluminat de Soare cu aproximativ 50%. Iar fazele la iluminare mai mică de 30% sau mai mult de 70% nu pot fi văzute, deoarece în astfel de perioade planeta este prea aproape de Soare.

O sarcină mai dificilă este studierea detaliilor de pe discul Mercur. Există multe date contradictorii despre natura punctelor strânse de pe suprafața sa. Unii astronomi spun că cu ajutorul unui telescop mediu pot explora perfect discul planetei, alții nu văd absolut nimic pe suprafața lui Mercur. Desigur, aici joacă un rol nu doar calitatea telescopului, ci și condițiile de observație, precum și experiența astronomului.

În condiții atmosferice excelente, folosind un telescop de 100-120 mm în momentele de alungire maximă a planetei, se pot observa mici eclipse în apropierea liniei ecuatorului. Dar un explorator fără experiență este puțin probabil să prindă detalii atât de fine pe suprafața planetei. Și cu un telescop mai mare de 250 mm, puteți explora eclipse mari departe de ecuator. Crede-mă, aceasta este o activitate dificilă, dar extrem de interesantă, pentru a-ți antrena abilitățile de observator.

Când să observăm Venus

Observarea lui Venus este mai ușoară decât a lui Mercur, mai ales dacă știi unde să o cauți pe cerul nopții. Deși această planetă, ca și Mercur, nu se deplasează la o distanță semnificativă față de Soare, distanța unghiulară aparentă aici poate ajunge până la 47˚. În timpul vizibilității maxime, Venus își deschide discul timp de câteva ore după apus, când îi apare profanului sub forma Stelei Serii, sau înainte de zori - sub forma Stelei Dimineții. Astronomii din emisfera nordică sunt mai bine să observe Venus la alungirea estică. În serile de primăvară, Venus este vizualizată până la miezul nopții.

În timpul alungirii vestice sau estică, se află la înălțime deasupra orizontului, iar luminozitatea sa permite efectuarea observațiilor cu un efort minim. De obicei, perioada de vizibilitate optimă durează o lună.

Cum să găsești Venus cu ochiul liber în timpul zilei

Cel mai simplu mod de a observa Venus cu ochiul liber este să o găsești în momentul răsăritului său de dimineață. În perioadele de vizibilitate optimă în condiții atmosferice bune, Venus poate fi explorată destul de mult timp. Puteți face sarcina mai ușoară blocând Soarele cu o barieră naturală sau artificială: un copac înalt, o clădire sau alt obiect care va bloca Soarele, dar nu va închide Venus. Desigur, căutările în timpul zilei pentru Venus sunt imposibile fără informații despre locația sa exactă. Puteți afla aceste informații din orice program planetariu.

În mod firesc, observarea unui mic, aproape imperceptibil petic de lumină pe cerul zilei nu este o sarcină ușoară. Dar există un mic truc aici. În primul rând, priviți orizontul îndepărtat de ceva timp și abia apoi direcționați-vă privirea către zona destinată a cerului. Acest lucru vă va menține ochii concentrați asupra infinitului și puteți găsi rapid planeta dorită.

Observații ale lui Venus cu binoclu

Binoclulul este un instrument excelent, atât pentru căutarea cât și pentru observarea elementară a lui Venus. Un câmp vizual mare vă permite să observați apropierea lui Venus cu alte planete și cu Luna. Binoclulurile astronomice puternice 15x70 și 20x100 pot demonstra și fazele planetei, când partea vizibilă a discului său este mai mare de 40”.

Căutarea lui Venus cu binoclu se face cel mai bine în timpul zilei. Totuși, amintiți-vă că chiar și o lovitură scurtă a Soarelui în câmpul vizual vă poate priva de vedere! Explorați Venus când vremea este bună, când clădirile îndepărtate sunt vizibile la orizont și cerul este albastru profund. Toate acestea mărturisesc transparența excelentă a atmosferei. Punctul tău de referință în căutare va fi Luna, care este perfect vizibilă pe cerul zilei. Dar predeterminați ziua și ora aproximativă în care Luna și Venus se vor apropia la o distanță minimă. Puteți afla cu ajutorul programului planetariu.

Observații telescopice ale lui Venus

Observații pe timp de zi ale lui Venus

Strălucirea orbitoare a lui Venus reduce contrastul imaginii chiar și la telescoapele entry-level. Acest lucru face dificilă observarea fazelor sale și nu vă permite să vedeți detaliile de pe suprafața planetei. Cu toate acestea, există mai multe modalități de a reduce luminozitatea lui Venus. În primul rând, observațiile lui Venus se fac cel mai bine în timpul zilei. În plus, o poți face pe tot parcursul anului. Excepția este cu două săptămâni înainte și după conjuncția superioară a lui Venus cu Soarele.

Cu telescoapele moderne echipate cu sistemul Go-To, Venus poate fi localizat cu ușurință folosind metoda de aliniere a Soarelui. De asemenea, puteți detecta o planetă printr-un telescop pe o montură ecuatorială cu cercuri de coordonate setate. Aliniați montura cât mai aproape posibil și apoi îndreptați luneta spre soare într-un mod sigur. După aceea, ar trebui să aliniați arcurile de coordonate cu coordonatele ecuatoriale ale Soarelui și numai atunci puteți muta treptat tubul, realizând coincidența coordonatele lui Venus cu coordonatele de pe cercurile de setare. De asemenea, puteți utiliza un ocular de căutare. Rețineți că căutarea lui Venus este facilitată de ajustarea preliminară a focalizării telescopului la obiecte îndepărtate.

Odată ce căutarea are succes, puteți utiliza mărirea mărită. Aprovizionați cu un filtru roșu sau portocaliu pentru a crește contrastul dintre cer și Venus și pentru a scoate în evidență detaliile subtile ale acoperirii norilor. În momentul conjuncției inferioare, planeta este vizualizată ca o seceră îngustă. Apoi puteți vedea coarnele lui Venus, care înconjoară discul planetar cu cea mai subțire margine de lumină. Acest fenomen se explică prin împrăștierea luminii solare în atmosfera lui Venus.

Tranzitul lui Venus prin Soare

Observații nocturne ale lui Venus

Desigur, observațiile pe timp de zi ale lui Venus au o serie de avantaje, dar unor astronomi le place să o studieze pe cerul nopții sau în amurg. Într-un asemenea moment, nu există nicio dificultate în a găsi planeta. Dar acest plus este combinat cu unele dezavantaje. Principala este strălucirea orbitoare care face imposibilă vizualizarea celor mai fine detalii pe acoperirea de nor a lui Venus. Puteți combate această problemă cu un filtru special de polarizare cu densitate variabilă.

Al doilea dezavantaj este poziția joasă a lui Venus deasupra orizontului. Chiar și în momentele de vizualizare maximă pe timp de noapte, Venus nu se ridică deasupra orizontului peste 30˚. Și toți astronomii știu că observațiile astronomice ale oricărui obiect se fac cel mai bine atunci când acesta se află la o înălțime mai mare de 30˚. Deci impactul negativ al atmosferei asupra calității imaginii este redus la zero.

Observarea modelelor întunecate în norii lui Venus

Cel mai adesea, Venus le apare astronomilor ca un disc uniform gri-albicios, fără detalii. Cu toate acestea, în condiții atmosferice excelente, de-a lungul terminatorului poate fi văzută o zonă întunecată. Astronomii rari reușesc să ia în considerare unele formațiuni întunecate de o formă bizară. Ce factori afectează vizibilitatea detaliilor? Astăzi această întrebare rămâne fără răspuns. O serie de factori joacă un rol, inclusiv calitatea echipamentului, condițiile de observare și capacitățile ochiului uman.

În urmă cu aproximativ 30 de ani, comunitatea științifică a dezvoltat ideea că unii oameni au ochi care sunt mai sensibili la spectrul ultraviolet. Ei sunt capabili să vadă benzi întunecate și alte formațiuni pe Venus. Această idee a fost confirmată de imaginile ultraviolete, care au arătat prezența unor detalii care sunt invizibile în fotografiile tradiționale. În plus, nu uitați că astronomii entuziaști sunt predispuși la auto-amăgire. De fapt, detaliile întunecate sunt destul de subtile, așa că este mult mai ușor să te convingi de existența lor decât să le vezi în realitate.

De asemenea, este imposibil să oferim un răspuns fără ambiguitate la întrebarea cu privire la puterea minimă a unui telescop pentru observarea detaliilor de pe suprafața lui Venus. Unii astronomi sunt capabili să le vadă cu un telescop de 100 mm, în timp ce alții încearcă fără succes să o facă cu instrumente mai puternice. Unii entuziaști folosesc cu succes filtre galbene, violete, albastre. De aceea, vă sfătuim să încercați în mod constant să priviți caracteristicile interesante ale lui Venus, să vă antrenați vederea și să experimentați cu puterea telescopului.

În prezent, au fost dezvoltate mai multe grupuri de părți întunecate:

• Radial. dungi întunecate care radiază dintr-un singur punct subsolar.
• Bandă. Dungi întunecate paralele între ele. Perpendicular pe marginile coarnelor.
• Gresit. Au o formă neclară.
• Amorf. Întunecare de natură haotică, fără nicio formă.

Pete albe strălucitoare pe Venus

Dacă știți să observați Venus pe cer, atunci într-un număr de cazuri de pe planetă puteți vedea pete luminoase în apropierea polilor planetei. Aceste „pete polare” pot fi observate timp de câteva zile sau săptămâni. Apar treptat și, de asemenea, dispar treptat. Mai des se formează la polul sudic, mai rar la nord.

anomalii

Efectul Schroeter

Efectul Schroeter este un avans sau o întârziere a momentului dihotomiei cu câteva zile (din calcule preliminare). Se observă în apropierea planetelor inferioare și se datorează împrăștierii luminii solare de-a lungul liniei terminatoare.

Lumină de cenușă

Iluzia că Venus este vizualizată în chipul unei seceri înguste. În unele cazuri, se poate observa o ușoară strălucire a părții ascunse a lui Venus.

Rugozitatea conturului

Combinație de detalii luminoase și întunecate de-a lungul liniei de terminare. Acest lucru creează iluzia unui teren denivelat. Vizual, acest fenomen este destul de greu de observat. Cu toate acestea, este clar vizibil în astrofotografii. Pe ele, Venus arată ca o bucată de brânză, roată de șoareci pe margini.

Cum să găsești „steaua dimineții”

Planeta se rotește mai aproape de Soare decât de Pământ, așa că explică cum să găsești Venus pe cer? Este destul de ușor. Va fi întotdeauna suficient de aproape de Soare.

Venus se învârte în jurul Soarelui mai repede decât Pământul, așa că va apărea pe cer în vest seara sau înainte de răsăritul soarelui în est.

Cum să prinzi steaua dimineții

Pentru a determina cu exactitate locația lui Venus, puteți folosi programe - planetarii, care vă permit să cunoașteți locația sa foarte precis. Există câteva lucruri de care trebuie să țineți cont atunci când observați. În primul rând, trebuie să țineți cont de faptul că există un plan al eclipticii.

Dacă trasezi calea stelei pe cer, linia mișcării sale se numește ecliptică.

Ecliptica se schimbă ușor pe parcursul anului. De fapt, se ridică și coboară. Cel mai înalt punct are loc în ziua solstițiului de vară, iar cel mai jos punct are loc șase luni mai târziu, în ziua solstițiului de iarnă. Prin urmare, poziția obiectelor de observație se va schimba mereu, în funcție de anotimp.

Mișcarea aparentă a obiectelor pe cer, datorită rotației Pământului, este de 15 grade pe oră.

Venus nu este vizibilă împotriva razelor solare până când se află la 5 grade distanță de Soare, așa că nu poate fi observată timp de 20 de minute după apus sau înainte de răsărit.

La cea mai mare alungire estică și vestică, se mișcă de la 45 la 47 de grade față de Soare și se deplasează cu 3 ore și 8 minute înainte sau în spatele lui.

Acum știi cum să găsești o planetă pe cer și ai nevoie de un telescop pentru a vedea mai mult decât o stea strălucitoare pe cer. În plus, un filtru planetar și un telescop cu urmărire automată sunt în ordine, astfel încât să vă puteți concentra toată atenția asupra observării.

Mult succes în căutarea pentru steaua dimineții.

	· · · ·

Vizibilitatea și poziția planetelor pe cer în timpul lunii.

Iunie, cea mai „luminoasă” lună, nu prea favorizează observațiile astronomice. Dacă în sud nopțile sunt pur și simplu scurte, atunci în latitudinile temperate începe deloc perioada nopților albe. Planetele strălucitoare, Soarele și Luna rămân aproape singurele obiecte disponibile pentru observație.

Toate cele patru planete strălucitoare pot fi văzute pe cerul din iunie anul acesta. Jupiter este vizibil în prima jumătate a lunii seara în vest, frumoasa Venus pe tot parcursul lunii iunie - dimineața în est. Seara în sud și sud-vest puteți observa Marte și Saturn. Aceste două planete sunt cele mai convenabile pentru observații în iunie.

Dar ne vom începe revizuirea cu Mercur, planeta cea mai apropiată de Soare.

Mercur

Mercur cu câteva minute înainte de ocultarea sa de către Lună pe cerul zilei din Soci pe 26 iunie 2014.

La începutul lunii iunie se încheie perioada de vizibilitate de seară a lui Mercur. Planeta cea mai apropiată de Soare a putut fi observată în primele zile ale lunii scăzute în nord-vest timp de aproximativ o jumătate de oră după apus, și numai în sud, în afara zonei nopților albe. Aproape toată luna iunie, Mercur se află pe cer lângă steaua noastră de zi și, prin urmare, nu este disponibil pentru observare. Pe 19 iunie, planeta intră în conjuncție inferioară cu Soarele, adică va trece între Pământ și Soare, după care trece pe cerul dimineții.

Pe 26 iunie, Mercur, aflându-se pe cer la doar 10° de Soare, va fi acoperit de Lună. Acest fenomen interesant va fi observat în Atlantic, America și Europa, în special, în Crimeea și pe coasta Mării Negre din Caucaz. Ocultația va începe în jurul orei 17, când Luna și Soarele se află pe cerul vestic.

Luminozitatea lui Mercur va fi de aproximativ 2,5 m, ceea ce, în principiu, vă permite să vedeți planeta pe un fundal de cer albastru într-un telescop bun de amatori. Cu toate acestea, fii extrem de atent! Nu uitați că placarea va avea loc în apropierea Soarelui și razele stelei pot lovi accidental ocularul și vă pot deteriora vederea! Recomandăm observarea acestui fenomen doar amatorilor cu experiență. La noi, vom încerca să publicăm fotografii interesante ale acoperirii, dacă apar pe internet.

Venus

Ai mai văzut-o pe Venus vara asta? La începutul lunii iunie, Steaua Dimineții răsare cu aproximativ o oră înainte de răsăritul soarelui peste partea de est (mai precis, peste nord-est) a orizontului.

Cu toate acestea, perioada de vizibilitate a lui Venus este destul de arbitrară: în Ucraina, în Crimeea și în Caucaz, planeta este vizibilă în prezent timp de aproape 1,5 ore, apărând pe un cer întunecat. La latitudinea Moscovei, perioada de vizibilitate a lui Venus nu atinge nici măcar o oră. Și mai la nord, având în vedere nopțile albe, cu atât mai puțin. În același timp, planeta se ridică pe fundalul zorilor. Însă îl poți găsi în continuare în Sankt Petersburg din cauza strălucirii mari a planetei (în luna iunie rămâne în jur de -4m). Rețineți că în momentul înălțării, Venus, care este de fapt albă, poate fi roșu, portocaliu și galben intens, derutând începătorul. În acest caz, ne confruntăm cu înroșirea tipică a obiectelor spațiale din apropierea orizontului din cauza prafului care plutește în atmosfera Pământului.

Ce se va întâmpla pe cer cu Venus în timpul lunii? Trebuie să spun că pe tot parcursul lunii iunie planeta are o mișcare directă (adică se mișcă pe fundalul stelelor în aceeași direcție cu Soarele, de la vest la est), deplasându-se de-a lungul constelației Berbec. Venus ajunge treptat din urmă cu steaua de pe cer, dar în iunie distanța se reduce ușor - de la 37 la 30 de grade. Poziția punctului de ascensiune al planetei este ușor deplasată spre nord.

30 de grade de Soare este o distanță foarte confortabilă pentru a observa o planetă atât de strălucitoare pe cerul înainte de zori. Cu toate acestea, în latitudinile temperate și în nord intervin nopți albe, ceea ce complică oarecum observarea acestuia. Dar chiar și în acest caz, așa cum am spus mai sus, Venus poate fi văzută destul de ușor cu ochiul liber, ca să nu mai vorbim de observațiile prin telescop sau binoclu. Înainte de răsărit, planeta are timp să se ridice pe cer la latitudinea Moscovei cu aproximativ 10 °, la latitudinea Soci - cu 15 ° deasupra orizontului.

Poate că după răsăritul soarelui observațiile din iunie ale lui Venus prin telescop vor fi cele mai interesante și productive. Deja dimineața, planeta se ridică suficient de sus deasupra orizontului, încât turbulențele atmosferice nu distorsionează foarte mult imaginea din ocular, iar contrastul scăzut dintre Venus alb orbitor și fundalul albastru al cerului vă permite adesea să observați mult mai multe detalii. în acoperirea norilor planetei decât de obicei.

În cursul lunii iunie, dimensiunile aparente scad de la 14 la 12 secunde de arc, iar faza crește de la 0,77 la 0,86. (Planeta, urmând o orbită mai mică, a depășit Pământul și acum se îndepărtează de acesta, iar în câteva luni se va ascunde în spatele Soarelui.)

Venus și Luna pe cerul dimineții pe 24 iunie. Dimensiunile lunii sunt marite de 4 ori pentru claritate.

Trebuie să spun că în timpul zilei este destul de posibil să vezi Venus cu ochiul liber. Pentru a face acest lucru, este suficient să vă izolați de Soarele strălucitor și să luați în considerare o secțiune a cerului la 30 ° la dreapta stelei. În prima jumătate a zilei, Venus se va afla ușor deasupra Soarelui, în a doua, respectiv, mai jos. În cele din urmă, pe 24 iunie, un punct de referință excelent pentru găsirea lui Venus, atât înainte de răsărit, cât și pe cerul zilei, va fi Luna „îmbătrânită”, a cărei semilună îngustă se va apropia de planetă până la 3,5 °.

Marte

Au trecut 2 luni de la opoziția lui Marte în aprilie. Strălucirea și dimensiunea aparentă a planetei roșii au scăzut semnificativ și continuă să scadă rapid. Cu toate acestea, în iunie, Marte rămâne unul dintre cele mai vizibile corpuri cerești în timpul serii și nopții.

Toată luna planeta se află în constelația Fecioarei, mișcându-se pe fundalul stelelor în aceeași direcție cu Soarele și apropiindu-se treptat de Spica, principala stea a constelației Fecioarei. Marte apare în amurgul serii în sud-vest la 25 ° deasupra orizontului (la latitudinea Moscovei). Planeta se poate distinge de stele prin culoarea roz caracteristică și chiar prin strălucire (stelele tind să sclipească vizibil).

La începutul lunii iunie, vizibilitatea lui Marte este de aproximativ 4 ore, la sfârșit - doar 2 ore. Luminozitatea planetei scade de la -0,5m la 0,0m, diametrul discului vizibil este de la 11,9″ la 9,5″. Într-un telescop bun de amator cu o lentilă de 120 mm sau mai mare, pe discul planetei se găsesc o mulțime de detalii interesante - capace polare, zone întunecate și luminoase, zone cu diverse nuanțe de galben, roșu și chiar albastru. Și în imaginile digitale moderne, Planeta misterioasă apare și astăzi foarte impresionantă.

Planeta Marte, fotografiată pe 7 mai 2014. Imaginea arată clar calota polară nordică, zone întunecate ale regiunii Chryse și nori cirus strălucitori.

Jupiter

Saturn, Luna, Marte și Jupiter în seara zilei de 8 iunie. Jupiter seara în prima jumătate a lunii iunie este vizibil în razele zorilor de seară scăzute în nord-vest.

Strălucind pe cerul nostru timp de aproape un an, Jupiter încheie perioada de vizibilitate de seară în iunie. Planeta se mișcă în aceeași direcție cu Soarele, dar fiind mai departe de noi decât lumina zilei, se mișcă pe fundalul stelelor mai încet decât Soarele. La sfârșitul lunii iulie, Soarele îl va ajunge din urmă pe Jupiter și planeta se va muta din nou, ca și anul trecut, pe cerul serii, unde pe 18 august va avea loc o apropiere remarcabilă de Venus.

În prima jumătate a lunii iunie, Jupiter poate fi observat aproximativ 2 ore în amurgul serii în nord-vest (90° la dreapta lui Marte); la sfârșitul lunii, planeta se ascunde de fapt în razele Soarelui.

În ciuda faptului că Jupiter se află în prezent în apropierea celui mai îndepărtat punct al orbitei sale de Pământ, planeta este atât de mare încât luminozitatea și dimensiunea sa nu au scăzut semnificativ în comparație cu perioada de iarnă. În iunie, luminozitatea lui Jupiter este de aproximativ -1,9 m, iar diametrul discului vizibil este de aproximativ 32 inchi. Planeta este încă perfect vizibilă chiar și cu telescoapele mici; observațiile sale vor fi îngreunate într-o măsură mult mai mare de poziția joasă deasupra orizontului și de fundalul luminos al cerului la latitudini temperate decât de distanța față de Pământ.

Saturn

Apropierea Lunii și a lui Saturn la miezul nopții pe 11 iunie 2014. Vă rugăm să rețineți că Saturn, Marte și steaua strălucitoare Arcturus formează un triunghi aproape isoscel pe cer în iunie.

Poziția lui Saturn pe cer face ca această planetă să fie cea mai convenabilă de observat în iunie 2014. Fiind in constelatia Balantei toata luna, gigantul inelat apare la amurg in sud la o altitudine de 15-20 de grade deasupra orizontului, in functie de latitudinea de observatie. În sudul Rusiei, Ucraina, Kazahstan, vizibilitatea lui Saturn va fi de aproximativ 6 ore, la latitudini temperate planeta va fi vizibilă pe toată durata nopții scurte.

În ceea ce privește luminozitatea (0,4 m), Saturn este comparabil cu cele mai strălucitoare stele, dar acest lucru poate să nu fie suficient pentru ca un începător să identifice cu încredere planeta pe cerul strălucitor al nopții din iunie. În special pentru iubitorii de astronomie începători, vă vom informa că seara Saturn poate fi găsit la 30° (aproximativ 3-4 pumni ai unei mâini întinse) la est de Marte roșcat și mai strălucitor. Când căutați, este important să nu confundați Marte cu steaua Arcturus, care este, de asemenea, roșiatică și are aproximativ aceeași strălucire ca Marte. În general, Marte, Arcturus și Saturn formează un triunghi isoscel pe cerul lunii iunie, la baza căruia se află două planete. Cel mai simplu mod de a găsi planeta va fi în noaptea de 10 spre 11 iunie. În acest moment, lângă Saturn (la doar 1,5° sud de planetă), Luna se va afla într-o fază apropiată de luna plină.

Culoarea lui Saturn este galbenă. Deja cu un mic telescop se poate vedea discul planetei aplatizat spre poli și inelele luxoase ale planetei deschise la 20 °. Dimensiunile vizibile ale planetei sunt 18″, iar inelele sunt 40×15″. Într-un telescop cu o lentilă de 100 mm sau mai mult, puteți încerca să vedeți Cassini Gap în inelele planetei. Chiar și cu instrumente mai mici, cea mai mare lună a lui Saturn, Titan, poate fi văzută ca o stea de 8,4 m.

Uranus și Neptun

Ultimele planete din recenzia noastră sunt Uranus și Neptun. Giganții îndepărtați sunt prea slabi pentru a fi observați cu ochiul liber (numai Uranus la opoziție poate fi văzut la limita vizibilității într-o noapte fără lună). Și la majoritatea telescoapelor de amatori, ele arată cel mai bine ca niște discuri minuscule verzui-albastru, fără detalii.

Acum, atât Uranus, cât și Neptun sunt pe cerul dimineții, în constelațiile Pești și, respectiv, Vărsător. Vizibilitatea lui Uranus în iunie este de aproximativ 1 oră la începutul lunii și crește la 2 ore la sfârșit. Luminozitatea planetei este de 6.0m, dimensiunea aparentă a planetei este de 3.4″; pentru a vedea discul, veți avea nevoie de un telescop cu o lentilă de cel puțin 80 mm și o mărire de 80× sau mai mare. Rețineți că este aproape imposibil să observați planeta la nord de Moscova din cauza nopților albe.

Într-o măsură și mai mare, acesta din urmă se aplică și lui Neptun, care, chiar dacă se ridică cu aproape o oră mai devreme decât Uranus, are o luminozitate de doar 8m. La fel ca Uranus, Neptun se deplasează pe cer în aceeași direcție cu Soarele. Poate fi găsit în apropierea stelei Sigma Aquarii (magnitudine 4,8m). Pentru a vedea discul planetei, ai nevoie de un instrument mai serios: un telescop cu o lentilă de 100-120 mm și o mărire de peste 100 ×.

Repetăm ​​că căutarea și observarea acestor planete, datorită îndepărtării lor de Pământ, au doar valoare cognitivă pentru amatori în cel mai bun caz.

Să rezumam. În iunie, toate planetele sunt vizibile pe cer, cu excepția lui Mercur, care intră în conjuncție inferioară cu Soarele pe 19. Cele mai favorabile condiții se vor dezvolta pentru observarea lui Saturn și Marte. Aceste două planete apar pe cer la amurg în sud, respectiv sud-vest. Planetele sunt situate la o altitudine de aproximativ 20 ° deasupra orizontului și sunt vizibile timp de 6, respectiv 4 ore. În latitudinile temperate, Saturn poate fi observat pe toată durata nopții scurte.

Venus este vizibilă în est dimineața cu aproximativ o oră înainte de răsărit. Strălucirea planetei vă permite să o observați atât în ​​timpul zilei, atât cu telescopul, cât și cu ochiul liber. Jupiter mai poate fi văzut seara în nord-vest, în razele zorilor de seară. Vizibilitatea sa este în scădere rapidă, iar la sfârșitul lunii planeta se va ascunde în razele Soarelui.