>> Как да намерим Венера в нощното небе

Как да намерим Венера в звездното небе- описание за наблюдател от планетата Земя. Научете на снимката как да използвате Юпитер, Луна, Меркурий, съзвездието Близнаци.

Венера е втората планета от Слънцето, така че няма проблеми с това как да намерим Венера на звездното небе. Използвайте нашата онлайн звездна карта или внимателно изучете долните диаграми, където са посочени съзвездията, планетите и спомагателните звезди.

За да не направите грешни изчисления с мястото, можете да използвате специални приложения за телефони. Или, нека следваме древните астрономи и използваме естествени улики.

За да намерите Венера, започнете от еклиптиката. Когато следвате преминаването на Слънцето през небето, тогава тази линия се нарича еклиптика. В зависимост от сезона този маршрут се променя: той се издига и пада. Максимумът се наблюдава през лятното слънцестоене, а минимумът пада върху зимното слънцестоене.

Много небесни тела се намират най-лесно чрез удължаване. Това са точките, където планетите са разположени по-близо до Слънцето спрямо нас. Има две разновидности: източната е разположена на вечерното небе, а западната е разположена на сутрешното небе. Естествено, всичко това се отнася само до перспективата на наземния наблюдател. Полюбувайте се на това как изглежда Венера чрез непрофесионален телескоп.

Поради нашия оборот движението на телата обхваща 15 градуса в час. Венера се появява само когато се приближи до 5 градуса спрямо Слънцето, така че няма да го видите 20 минути след появата на Слънцето или преди да изчезне. Планетата се намира между 45-47 градуса от звездата и се движи 3 часа и 8 минути след / пред Слънцето.

Ако искате да видите нещо различно от светлото място, трябва да си купите телескоп. Освен това ще ви трябва планетарен филтър или маска извън ос. Добре е, ако механизмът е снабден със система за автоматично проследяване.

> Как да наблюдаваме Меркурий и Венера

Меркурий и Венерав небето - как да наблюдаваме първите планети от Слънцето: избор на телескоп и филтри, кога да наблюдаваме и къде да гледаме, снимки на планети, Венера през деня.

Изглежда, че Меркурий и Венера са най-лесните за наблюдение планети, тъй като те се считат за съседи на Земята, разположени на относително близко разстояние, а Венера като цяло в древността се е възприемала като Сутрешните и Вечерните звезди, тъй като е изгаряла ярко в нощно небе. Важно е обаче да знаете как да намерите Меркурий и Венера и да ги различите от другите обекти. Трябва също да разберете как правилно да изберете и купите телескоп, за да се насладите на гледката и дори да правите висококачествени снимки на Меркурий и Венера.

Меркурий е най-близката до Слънцето планета. Разстоянието между Слънцето и Меркурий е приблизително 58 000 000 км. Орбитата на планетата е прекалено удължена. Продължителността на една година на Меркурий е 88 дни. Около планетата има силно разредена атмосфера с високо съдържание на хелий. Налягането на такава атмосфера е 500 милиарда пъти по-ниско от налягането на повърхността на Земята, познато на хората.

Венера е един от най-интересните обекти на звездното небе, което е на второ място след Слънцето и Луната по сияние. Планетата прави пълна революция около Слънцето за 255 дни, а около оста си - за 243 дни. Това прави Венера планетата с най-дългите дни в Слънчевата система. Атмосферата на Венера съдържа около 96,5% въглероден диоксид и 3,5% азот.

Инструменти

Няма особена разлика между как да намерим Меркурий и Венера в небето... Но тук има няколко трика, които си струва да се научат. Например, наблюденията на Венера ще бъдат неефективни, ако се извършват с помощта на ахроматичен рефрактор, който натоварва изображението с впечатляващ хроматизъм. Това е особено забележимо поради най-яркия блясък на планетата. По-добре е да се запасите с планина с Go-To или екваториална планина, тъй като е обичайно да се изследват долните планети през деня. Ето защо използването на обичайните височинно-азимутни монтажи тук е практически невъзможно.

Почти невъзможно е да се разберат каквито и да било детайли по повърхностите на Венера и Меркурий при визуални изследвания, така че не бива да се съмнявате в качеството на оптичните телескопи. Съвременните планетарни окуляри - моноцентрици и ортоцентрици - ще помогнат за коригиране на ситуацията.

Не забравяйте за комплекта цветни филтри, които трябва да включват тъмночервени, червени и оранжеви филтри, предназначени да увеличат контраста на планетите по време на наблюдения в полумрака или дневното небе. Лилавите и сините филтри се използват за изобразяване на тъмни детайли на планетарните дискове.

Моля, имайте предвид, че по време на дневни наблюдения на Венера или Меркурий не можете да гледате Слънцето през оптичен търсач или окуляр на телескопа! Избягвайте дори случайно навлизане в зрителното поле на телескопа. Дори един втори преглед може да ви струва зрението!

Кога да наблюдаваме Меркурий

Нищо чудно, че Меркурий се нарича неуловима планета, тъй като продължителността на периода на неговата видимост е по-малка от останалите планети. В същото време Меркурий се движи в непосредствена близост до Слънцето, така че жителите на северните райони на Русия, Великобритания, САЩ и скандинавските страни не могат да го видят през нощта. А астрономите от южните страни могат да наблюдават Меркурий след настъпването на астрономическата нощ.

Най-добре е да наблюдавате Меркурий в моментите на максималното му удължаване, когато планетата се отдалечава от Слънцето на значително разстояние и заема най-високата точка над хоризонта по време на сутрешната или вечерната зора. В северните ширини такива периоди се появяват през пролетта, след това Меркурий се визуализира вечер или през есента, след което планетата се наблюдава рано сутринта.

Меркурий, Венера и Юпитер във вечерното небе

Наблюдения на Меркурий

Наблюдението на Меркурий може да бъде малко разочароващо за начинаещите астрономи. Външният вид на планетата не е особено привлекателен, особено в сравнение със Сатурн, Юпитер или Луната. Ето защо само изтънчен наблюдател, който не се страхува от трудни задачи, може да оцени истинската красота на Меркурий.

В същото време не всеки опитен любител на астрономията е наблюдавал Меркурий поне веднъж, тъй като многочасовото вглеждане в тъмните и скучни галактики привлича само най-ентусиазираните изследователи.

Къде да намерим Меркурий?

Къде да търсим Меркурий в нощното небе? Е, Меркурий може лесно да бъде намерен в небето и с просто око. Това обикновено се прави в рамките на една седмица преди и след максималното му удължаване. По-добре е, ако атмосферата по това време е достатъчно спокойна, а наоколо няма градски смог или високи сгради. През пролетта, вечер, Меркурий може да се види половин час след залез слънце. Тогава планетата се намира над западната част на хоризонта. В сумрачното небе планетата също може да бъде визуализирана, но тук прозрачността на атмосферата и релефът на района играят роля. През есенните месеци по време на сутрешната видимост Меркурий може да се види половин час след издигането му. Планетата е видима с просто око за 60 минути, след което изчезва в слънчевите лъчи.

В добри дни Меркурий има магнитуд -1,3 величина. Това е с 0,1 по-ниско от параметрите на Сириус - най-ярката звезда на нощното небе. Имайте предвид, че близостта до хоризонта и дебел, неспокоен слой въздух по траекторията на светлинния поток от планетата правят Меркурий блестяща звезда с розов или бледо розов оттенък.

Задачата за наблюдение на Меркурий е улеснена, ако имате бинокъл. Особено лесно е да го намерите точно след залез слънце на ярко небе. Разбира се, с помощта на бинокъл няма да можете да различите фазите на Меркурий, но това е отличен инструмент за неговото търсене и изучаване на такива явления като приближаването до звезди, други планети и Луната.

Наблюдения на Меркурий с телескоп

Наблюденията на Меркурий с телескоп са възможни за около пет седмици преди и след периода на максималната му видимост. Веднага обаче ще се каже, че изучаването на тази планета е изключително трудна задача. Както беше отбелязано по-горе, ниското положение на Меркурий над хоризонта прави невъзможно пълното му изследване дори с телескоп. Образът на планетата постоянно се изкривява, успокоява се само в редки моменти, когато астрономът може да види най-интересните подробности.

Основната характеристика на Меркурий са неговите фази, които можете да изучавате с 80 мм телескоп. Разбира се, за това трябва да увеличите множеството на устройството до 100x или повече. По време на максимално удължаване дискът на Меркурий се осветява от Слънцето с около 50%. А фазите с осветеност под 30% или повече от 70% не могат да се видят, тъй като през такива периоди планетата се намира твърде близо до Слънцето.

По-трудна задача е изследването на детайлите на диска Mercury. Има много противоречиви данни за естеството на близките петна по повърхността му. Някои астрономи казват, че с помощта на среден телескоп те могат перфектно да изследват диска на планетата, други изобщо не виждат нищо на повърхността на Меркурий. Разбира се, тук играе роля не само качеството на телескопа, но и условията на наблюдение, както и опитът на астронома.

При отлични атмосферни условия, използвайки телескоп 100-120 mm в моментите на максимално удължение на планетата, можете да видите малки потъмнения близо до линията на екватора. Но неопитен изследовател едва ли ще улови толкова деликатни детайли на повърхността на планетата. А с телескоп, по-голям от 250 мм, можете да изследвате големи тъмни петна далеч от екватора. Повярвайте ми, това е предизвикателна, но изключително вълнуваща дейност за обучение на вашите умения за наблюдение.

Кога да наблюдаваме Венера

Наблюденията на Венера са по-лесни от тези на Меркурий, особено ако знаете къде да го търсите в нощното небе. Въпреки че тази планета, подобно на Меркурий, не е далеч от Слънцето, видимото ъглово разстояние тук може да достигне 47˚. По време на максимална видимост Венера отваря диска си в продължение на няколко часа след залез слънце, когато се появява на обитателя под формата на Вечерната звезда или преди зазоряване - под формата на Сутрешната звезда. Астрономите от Северното полукълбо по-добре наблюдават Венера в източното удължение. През пролетните вечери Венера се визуализира до полунощ.

По време на удължаване на запад или изток, той седи високо над хоризонта и е достатъчно ярък, за да прави наблюдения с минимални усилия. Обикновено периодът на оптимална видимост е един месец.

Как да намерим Венера с просто око през деня

Най-лесният начин да наблюдавате Венера с невъоръжено око е да я намерите в момента на нейния сутрешен изгрев. По време на периоди на оптимална видимост при добри атмосферни условия, Венера може да бъде изследвана дълго време. Задачата може да бъде улеснена чрез закриване на Слънцето с естествена или изкуствена преграда: високо стоящо дърво, сграда или друг обект, който закрива Слънцето, но не закрива Венера. Разбира се, дневните търсения на Венера са невъзможни без информация за точното й местоположение. Можете да разберете тази информация от всяка програма на планетариума.

Естествено, наблюдението на малък, почти невидим участък от светлина в дневното небе не е лесна задача. Но тук има малък трик. Първо, погледнете отдалечения хоризонт за известно време и едва след това насочете погледа си към предвидената област на небето. Това ще поддържа очите ви фокусирани към безкрайността и можете бързо да намерите желаната от вас планета.

Наблюдение на Венера с бинокъл

Биноклите са чудесен инструмент, както за търсене, така и за елементарно наблюдение на Венера. Голямото зрително поле позволява на човек да наблюдава приближаването на Венера с други планети и Луната. Мощният астрономически бинокъл 15x70 и 20x100 може да демонстрира фазите на планетата, когато видимата част на нейния диск е повече от 40 ”.

Търсенето на Венера с бинокъл е най-добре през деня. Не забравяйте обаче, че дори кратък удар на Слънцето в зрителното поле може да ви ослепи! Изследвайте Венера при хубаво време, когато на хоризонта се виждат далечни сгради и небето е наситено синьо. Всичко това свидетелства за отличната прозрачност на атмосферата. Вашата отправна точка в търсенето ще бъде Луната, която е перфектно видима на дневното небе. Но предварително определете деня и приблизителното време, когато Луната и Венера ще се приближат до минималното разстояние. Можете да разберете с помощта на програмата на планетариума.

Наблюдение на Венера през телескоп

Дневни наблюдения на Венера

Ослепителният отблясък на Венера намалява контраста на изображението, дори в телескопите от начално ниво. Това затруднява наблюдението на фазите му и не позволява да се видят детайлите на повърхността на планетата. Има обаче няколко начина за намаляване на яркостта на Венера. Първо, наблюденията на Венера се правят най-добре през деня. Освен това това може да се прави през цялата година. Изключение правят две седмици преди и след горната връзка на Венера със Слънцето.

С модерните телескопи, оборудвани с автоматична система за насочване Go-To, Венера може лесно да бъде намерена чрез метода за подреждане на Слънцето. Можете също така да откриете планетата чрез телескоп върху екваториална планина с координатни кръгове за позициониране. Подравнете стойката възможно най-внимателно и след това насочете тръбата към слънцето, като се вземат предвид всички мерки за безопасност. След това координатните дъги трябва да бъдат подравнени с екваториалните координати на Слънцето и едва след това можете постепенно да премествате тръбата, постигайки съвпадение на координатите на Венера с координатите на задаващите кръгове. Можете също да използвате окуляр за търсене. Имайте предвид, че търсенето на Венера се улеснява чрез предварително задаване на фокуса на телескопа за отдалечени обекти.

След като търсенето е успешно, може да се използва увеличеното увеличение. Запасете се с червен или оранжев филтър, за да увеличите контраста между небесния фон и Венера и да подчертаете фините детайли на облачната покривка. В момента на долния съединител планетата се визуализира като тесен сърп. След това можете да видите рогата на Венера, които обикалят планетарния диск с най-тънката светла граница. Това явление се дължи на разсейването на слънчевата светлина в атмосферата на Венера.

Транзит на Венера през Слънцето

Нощни наблюдения на Венера

Очевидно дневните наблюдения на Венера имат редица предимства, но някои астрономи обичат да я изучават в нощното или здрачното небе. В такъв момент няма затруднения в намирането на планета. Но този плюс се комбинира с някои недостатъци. Основният е ослепителният блясък, който не позволява да се видят най-фините детайли на облачната покривка на Венера. За да се преборите с този проблем, можете да използвате специален поляризиращ филтър с променлива плътност.

Вторият недостатък е ниското положение на Венера над хоризонта. Дори в моментите на максимална визуализация през нощта, Венера не се издига над хоризонта над 30˚. И всички астрономи знаят, че астрономическите наблюдения на всеки обект се извършват най-добре, когато той е на височина над 30˚. Така отрицателното влияние на атмосферата върху качеството на изображението се свежда до нула.

Наблюдаване на тъмни модели в облаците на Венера

Най-често Венера се явява на астрономите като еднороден сиво-белезникав диск без никакви подробности. При отлични атмосферни условия обаче може да се види тъмна зона по крайния край. Малко астрономи успяват да видят някои тъмни образувания с причудливи форми. Какви фактори влияят върху видимостта на частите? Днес този въпрос остава без отговор. Редица фактори играят роля, включително качеството на оборудването, условията за наблюдение и възможностите на човешкото око.

Преди около 30 години в научната общност се разви идеята, че някои хора имат очи, които са по-чувствителни към ултравиолетовия спектър. Те са в състояние да различават тъмни ивици и други образувания на Венера. Тази идея се потвърждава от ултравиолетовите изображения, които показват детайли, които не се виждат на традиционните снимки. Освен това имайте предвид, че запалените астрономи са склонни към самоизмама. Всъщност тъмните детайли са много фини, така че е много по-лесно да се убедите в тяхното съществуване, отколкото да ги видите в действителност.

Също така е невъзможно да се отговори еднозначно на въпроса за минималната мощност на телескоп за наблюдение на детайли на повърхността на Венера. Някои астрономи са в състояние да ги видят в 100-мм телескоп, докато други се опитват без резултат в по-мощни инструменти. Някои ентусиасти успешно прилагат жълти, лилави, сини филтри. Ето защо ви съветваме постоянно да се опитвате да наблюдавате интересни черти на Венера, да тренирате очите си и да експериментирате със силата на телескопа.

В момента са разработени няколко групи тъмни детайли:

• Радиална. Тъмни ивици, излъчващи се от една слънчева точка.
• Лента. Тъмни ивици, успоредни една на друга. Перпендикулярно на краищата на рогата.
• Неправилно. Те имат размита форма.
• Аморфни. Потъмняване от хаотичен характер, без никаква форма.

Ярки бели петна по Венера

Ако знаете как да наблюдавате Венера в небето, тогава в някои случаи на планетата можете да видите ярки петна близо до полюсите на планетата. Тези "полярни петна" могат да се наблюдават в продължение на няколко дни или седмици. Те постепенно се появяват и също постепенно изчезват. По-често се образуват на южния полюс, по-рядко на северния.

Аномалии

Ефект на Шрьотер

Ефектът на Шрьотер е аванс или забавяне на момента на раздвоението с няколко дни (от предварителни изчисления). Наблюдава се близо до долните планети и възниква поради разсейването на слънчевата светлина по линията на терминатора.

Пепелява светлина

Илюзията, че Венера се визуализира под формата на тесен сърп. В някои случаи можете да наблюдавате леко сияние на скритата част на Венера.

Груб контур

Комбинация от ярки и тъмни детайли по линията на терминатора. Това създава илюзията за неравен пейзаж. Доста е трудно визуално да забележите това явление. То обаче е ясно видимо в астрофотографията. На тях Венера прилича на парче сирене, изгризано от мишки около краищата.

Планета Венера

Обща информация за планетата Венера. Сестра на Земята

Фиг. 1 Венера. Снимка на устройството MESSENGER от 14 януари 2008 г. Кредит: НАСА / Лаборатория за приложна физика на университета Джон Хопкинс / Институт Карнеги във Вашингтон

Венера е втората планета от Слънцето, много подобна по размер, гравитация и състав на нашата Земя. В същото време това е най-яркият обект на небето след Слънцето и Луната, достигайки магнитуд -4,4.

Планетата Венера е проучена много добре, защото повече от дузина космически кораби са я посетили, но астрономите все още имат някои въпроси. Ето само няколко от тях:

Първият от въпросите се отнася до въртенето на Венера: нейната ъглова скорост е точно такава, че по време на долната връзка Венера е обърната към Земята през цялото време от една и съща страна. Причините за тази последователност между въртенето на Венера и орбиталното движение на Земята все още не са ясни ...

Вторият въпрос е източникът на движение на атмосферата на Венера, която е непрекъснат гигантски вихър. Освен това това движение е много мощно и се характеризира с невероятно постоянство. Какви сили създават атмосферен вихър с такъв размер е неизвестен?

И последният, третият въпрос - има ли живот на планетата Венера? Факт е, че на височина от няколко десетки километра в облачния слой на Венера се наблюдават условия, които са напълно подходящи за живота на организмите: не много висока температура, подходящо налягане и т.н.

Трябва да се отбележи, че имаше много повече въпроси, свързани с Венера само преди половин век. Астрономите не са знаели нищо за повърхността на планетата, не са знаели състава на нейната удивителна атмосфера, не са знаели свойствата на нейната магнитосфера и много други. Но те знаеха как да намерят Венера в нощното небе, да наблюдават нейните фази, свързани с движението на планетата около Слънцето и т.н. Прочетете за това как да провеждате такива наблюдения по-долу.

Наблюдение на планетата Венера от Земята

Фиг. 2 Изглед на планетата Венера от Земята. Кредит: Карол Лакомиак

Тъй като Венера е по-близо до Слънцето от Земята, тя никога не изглежда твърде далеч от нея: максималният ъгъл между нея и Слънцето е 47,8 °. Поради тези особености на позицията в небето на Земята, Венера достига максималната си яркост малко преди изгрев или известно време след залез слънце. През 585 дни периодите на нейната вечерна и сутрешна видимост се редуват: в началото на периода Венера се вижда само сутрин, след това след 263 дни тя се доближава много до Слънцето и яркостта му не позволява да се види планета за 50 дни; след това идва периодът на вечерна видимост на Венера, продължаващ 263 дни, докато планетата отново изчезне за 8 дни, оказвайки се между Земята и Слънцето. След това редуването на видимостта се повтаря в същия ред.

Лесно е да разпознаем планетата Венера, тъй като на нощното небе тя е най-яркото светило след Слънцето и Луната, достигайки максимум -4,4 звездна величина. Отличителна черта на планетата е нейният равномерен бял цвят.

Фиг. 3 Фазова промяна на Венера. Кредит: уебсайт

При наблюдение на Венера, дори с малък телескоп, може да се види как осветлението на нейния диск се променя във времето, т.е. има фазова промяна, която за първи път е наблюдавана от Галилео Галилей през 1610 г. При най-близкия подход до нашата планета само малка част от Венера остава осветена и тя приема формата на тънък сърп. Орбитата на Венера по това време е под ъгъл от 3,4 ° спрямо земната орбита, така че обикновено преминава малко над или малко под Слънцето на разстояние до осемнадесет слънчеви диаметъра.

Но понякога има ситуация, при която планетата Венера се намира приблизително на една и съща линия между Слънцето и Земята и тогава можете да видите изключително рядък астрономически феномен - преминаването на Венера през диска на Слънцето, при което планетата приема формата на малка тъмна "петънце" с диаметър 1/30 слънчева.

Фиг. 4 преминаването на Венера през диска на Слънцето. Снимка на сателита TRACE на НАСА от 6 август 2004 г. Кредит: НАСА

Това явление се случва приблизително 4 пъти за 243 години: първо се наблюдават 2 зимни пасажа с честота от 8 години, след това продължава интервал от 121,5 години и още 2, този път през лятото, пасажи се случват със същата честота от 8 години. Тогава зимните транзити на Венера могат да се наблюдават едва след 105,8 години.

Трябва да се отбележи, че ако продължителността на 243-годишния цикъл е относително постоянна стойност, тогава честотата между зимните и летните преминавания в него се променя поради малки несъответствия в периодите на връщане на планетите в точките на техните орбити " Връзка.

И така, до 1518 г. вътрешната последователност на транзитите на Венера изглеждаше като "8-113,5-121,5", а преди 546 г. имаше 8 транзита, интервалите между които бяха 121,5 години. Текущата последователност ще остане до 2846, след което ще бъде заменена с друга: "105,5-129,5-8".

Последният транзит на планетата Венера с продължителност 6 часа е наблюдаван на 8 юни 2004 г., следващият ще се осъществи на 6 юни 2012 г. След това ще има почивка, чийто край ще бъде едва през декември 2117 година.

История на изследването на планетата Венера

Фиг. 5 Руини на обсерватория в град Чичен Ица (Мексико). Източник: wikipedia.org.

Планетата Венера, заедно с Меркурий, Марс, Юпитер и Сатурн, е била известна на хората от епохата на неолита (новата каменна ера). Планетата е била добре позната от древните гърци, египтяни, китайци, жителите на Вавилон и Централна Америка, племената на Северна Австралия. Но поради особеностите на наблюдението на Венера само сутрин или вечер, древните астрономи вярвали, че виждат напълно различни небесни обекти, поради което те наричали сутрешната Венера с едно име, а вечерта едно с друго. И така, гърците дадоха на вечерната Венера името Вечер, а на сутринта - фосфор. Древните египтяни също са дали на планетата две имена: Tayoumutiri - сутрешна Венера и Oueyte - вечер. Индианците на маите наричали Венера Нох Ек - „Великата звезда“ или Xux Ек - „Звездата на осата“ и били в състояние да изчислят нейния синодичен период.

Първите хора, които разбраха, че сутрин и вечер Венера са една и съща планета, бяха гръцките питагорейци; малко по-късно друг древногръцки, Хераклид от Понт, предлага Венера и Меркурий да се въртят около Слънцето, а не около Земята. Приблизително по същото време гърците дадоха на планетата името на богинята на любовта и красотата Афродита.

Но планетата получи името „Венера“, познато на съвременните хора от римляните, които я кръстиха на богинята-покровителка на целия римски народ, която заемаше същото място в римската митология като Афродита в гръцкия.

Както можете да видите, древните астрономи са наблюдавали само планетата, като едновременно са изчислявали синодични периоди на въртене и са съставяли карти на звездното небе. Правени са и опити за изчисляване на разстоянието от Земята до Слънцето чрез наблюдение на Венера. За целта е необходимо, когато планетата преминава директно между Слънцето и Земята, използвайки метода на паралакса, да се измерват незначителните разлики във времето на началото или края на преминаването в две достатъчно отдалечени точки на нашата планета. Разстоянието между точките се използва допълнително като дължина на основата за определяне на разстоянията до Слънцето и Венера по метода на триангулацията.

Историците не знаят кога астрономите за първи път са наблюдавали преминаването на планетата Венера през диска на Слънцето, но знаят името на човека, който първо е предсказал такъв проход. Германският астроном Йоханес Кеплер е предсказал преминаването на 1631 година. През предвидената година обаче, поради известна неточност на прогнозата на Кеплериан, никой не е наблюдавал преминаването в Европа ...

Фигура 6 Джером Хорокс наблюдава преминаването на планетата Венера през диска на Слънцето. Източник: wikipedia.org.

Но друг астроном, Джером Хророкс, след като изясни изчисленията на Кеплер, разбра точните периоди на повторение на пасажите и на 4 декември 1639 г. от дома си в Мах Хул в Англия той успя лично да види преминаването на Венера през диска на Слънцето.

С помощта на обикновен телескоп Horrocks прожектира слънчевия диск върху дъска, където за очите на наблюдателя е безопасно да види всичко, което се случва на фона на слънчевия диск. И в 15 часа 15 минути, само половин час преди залез слънце, Horrocks най-накрая видя предсказаното преминаване. С помощта на наблюденията английският астроном се опита да оцени разстоянието от Земята до Слънцето, което се оказа равно на 95,6 милиона км.

През 1667 г. Джовани Доменико Касини прави първия опит да определи периода на въртене на Венера около оста си. Стойността, която той получи, беше много далеч от реалната и беше 23 часа и 21 минути. Това се дължи на факта, че Венера трябваше да се наблюдава само веднъж на ден и само в продължение на няколко часа. Насочвайки телескопа си към планетата в продължение на няколко дни и виждайки непрекъснато една и съща картина, Касини стигна до заключението, че планетата Венера е направила пълна революция около оста си.

След наблюденията на Horrocks и Cassini, знаейки изчисленията на Kepler, астрономите по целия свят с нетърпение очакваха следващата възможност да наблюдават транзита на Венера. И такава възможност им се представи през 1761 година. Сред астрономите, които проведоха наблюденията, беше нашият руски учен Михаил Василиевич Ломоносов, който откри, когато планетата навлезе в слънчевия диск, както и когато го напусна, ярък пръстен около тъмния диск на Венера. Ломоносов обясни наблюдаваното явление, наречено по-късно на него („феноменът на Ломоносов“), с наличието на атмосфера на Венера, в която слънчевите лъчи се пречупват.

След 8 години наблюденията бяха продължени от английския астроном Уилям Хершел и германския астроном Йохан Шрьотер, отново "откриващи" венерианската атмосфера.

През 60-те години на XIX век астрономите започват да правят опити да разберат състава на откритата атмосфера на Венера и на първо място да определят наличието на кислород и водни пари в нея с помощта на спектрален анализ. Не са открити обаче нито кислород, нито водна пара. Известно време по-късно, вече през ХХ век, опитите за намиране на „газовете на живота“ бяха възобновени: наблюденията и изследванията бяха извършени от А. А. Белополски в Пулково (Русия) и Весто Мелвин Слайфер във Флагстаф (САЩ).

През същия XIX век. италианският астроном Джовани Скиапарели отново се опита да установи периода на въртене на Венера около оста си. Ако приемем, че въртенето на Венера към Слънцето винаги е свързано с много бавното й въртене, той задава периода на въртенето му около оста равен на 225 дни, което е с 18 дни по-малко от реалното.

фиг. 7 Обсерватория на връх Уилсън. Кредит: MWOA

През 1923 г. Едисон Петит и Сет Никълсън в обсерваторията на планината Уилсън на връх Уилсън в Калифорния (САЩ) започват да измерват температурата на горните облаци на Венера, които впоследствие са извършени от много учени. Девет години по-късно американските астрономи У. Адамс и Т. Денъм в същата обсерватория записват три ленти в спектъра на Венера, принадлежащи на въглероден диоксид (CO 2). Интензивността на лентите направи възможно заключението, че количеството на този газ в атмосферата на Венера е в пъти по-голямо от съдържанието му в атмосферата на Земята. В атмосферата на Венера не са открити други газове.

През 1955 г. Уилям Синтън и Джон Стронг (САЩ) измерват температурата на облачния слой на Венера, която се оказва -40 ° С, и дори по-ниска близо до полюсите на планетата.

В допълнение към американците съветските учени Н. П. Барабашов, В.В. Шаронов и В.И. Езерски, френски астроном Б. Лиот. Техните изследвания, както и теорията на разсейването на светлината от плътни планетни атмосфери, разработена от Соболев, показват, че размерът на частиците на облаците на Венера е около един микрометър. Учените трябваше само да разберат естеството на тези частици и да проучат по-подробно цялата дебелина на облачния слой на Венера, а не само горната му граница. И за това беше необходимо да се изпратят междупланетни станции на планетата, които по-късно бяха създадени от учени и инженери от СССР и САЩ.

Първият космически кораб, изстрелян на планетата Венера, е "Венера-1". Това събитие се е състояло на 12 февруари 1961 г. След известно време обаче комуникацията с космическия кораб е загубена и Венера-1 навлиза в орбитата на спътника на Слънцето.

фиг. 8 "Венера-4". Кредит: NSSDC

фиг. 9 "Венера-5". Кредит: NSSDC

Следващият опит също е неуспешен: космическият кораб "Венера-2" лети на разстояние 24 хиляди км. от планетата. Само Venera-3, изстреляна от Съветския съюз през 1965 г., успя да се доближи относително близо до планетата и дори да кацне на повърхността й, което беше улеснено от специално проектирано спускателно превозно средство. Но поради отказ на системата за управление на станцията не бяха получени данни за Венера.

2 години по-късно - на 12 юни 1967 г., Венера-4 тръгва към планетата, също оборудвана с превозно средство за спускане, чиято цел е да изследва физическите свойства и химичния състав на венерианската атмосфера с помощта на 2 термометра за съпротивление, барометричен сензор, йонизационен измервател на атмосферната плътност и 11 патрона. Устройството изпълни предназначението си, след като установи наличието на огромно количество въглероден диоксид, слабо магнитно поле, заобикалящо планетата и отсъствие на радиационни пояси.

През 1969 г., с интервал от само 5 дни, 2 междупланетни станции със серийни номера 5 и 6 отидоха до Венера наведнъж.

Техните превозни средства за спускане, оборудвани с радиопредаватели, радио висотомери и друго научно оборудване, предават информация за налягането, температурата, плътността и химичния състав на атмосферата по време на спускането. Оказа се, че налягането на венерианската атмосфера достига 27 атмосфери; не беше възможно да се установи дали може да надвиши посочената стойност: превозните средства за спускане за по-високо налягане просто не бяха изчислени. Температурата на венерианската атмосфера по време на спускането на космическия кораб варира от 25 ° до 320 ° C. В атмосферата доминира въглеродният диоксид с малко количество азот, кислород и примес на водна пара.

Фиг. 10 "Маринър-2". Кредит: NASA / JPL

В допълнение към космическия кораб на Съветския съюз, американските космически кораби от поредицата "Mariner" бяха ангажирани с изследването на планетата Венера, първият от които със сериен номер 2 (номер 1 се разби в началото) прелетя покрай планетата през декември 1962 г., след като определи повърхностната му температура. По същия начин друг американски космически кораб „Маринър 5“ изследва Венера, докато лети покрай планетата през 1967 г. Извършвайки програмата си петият под номер "Маринър" потвърди разпространението на въглероден диоксид в атмосферата на Венера, установи, че налягането в дебелината на тази атмосфера може да достигне 100 атмосфери, а температурата - 400 ° С.

Трябва да се отбележи, че изследването на планетата Венера през 60-те години. дойде от Земята. Така че, с помощта на радарни методи, американски и съветски астрономи са установили, че въртенето на Венера е обърнато, а периодът на въртене на Венера е ~ 243 дни.

На 15 декември 1970 г. космическият кораб "Венера-7" за пръв път достига повърхността на планетата и след като работи върху него в продължение на 23 минути, предава данни за състава на атмосферата, температурата на различните й слоеве, както и налягането, което според към резултатите от измерванията, се оказа равна на 90 атмосфери.

Година и половина по-късно, през юли 1972 г., друг съветски космически кораб каца на повърхността на Венера.

С помощта на научно оборудване, инсталирано на спускащото се превозно средство, беше измерена осветеността на повърхността на Венера, равна на 350 ± 150 лукса (както на Земята в облачен ден), и плътността на повърхностните скали, равна на 1,4 g / cm 3. Установено е, че облаците на Венера лежат на височина от 48 до 70 км, имат слоеста структура и се състоят от капчици 80% сярна киселина.

През февруари 1974 г. Маринър-10 прелетя покрай Венера, снимайки облачната й покривка в продължение на 8 дни, за да проучи динамиката на атмосферата. Въз основа на получените изображения беше възможно да се определи периодът на въртене на венерианския облачен слой, равен на 4 дни. Оказа се също, че това въртене се случва по посока на часовниковата стрелка, когато се гледа от северния полюс на планетата.

Фиг.11 Автомобил за спускане Venera-10. Кредит: NSSDC

Няколко месеца по-късно, през октомври 74-ми, съветските космически кораби със серийни номера 9 и 10 кацнаха на повърхността на Венера. След като кацнаха на разстояние 2200 км, те предадоха първите панорами на повърхността на местата за кацане на Земята. В рамките на час спускащите се превозни средства предават научна информация от повърхността на космически кораби, които се прехвърлят в орбитите на изкуствени спътници на Венера и я предават на Земята.

Трябва да се отбележи, че след полетите на "Венера-9 и 10" Съветският съюз изстреля всички космически кораби от тази серия по двойки: първо, един космически кораб беше изпратен на планетата, след това с минимален интервал от време - друг.

И така, през септември 1978 г. Венера-11 и Венера-12 отидоха до Венера. На 25 декември същата година техните спускащи се превозни средства достигнаха повърхността на планетата, като направиха няколко снимки и предадоха някои от тях на Земята. Отчасти защото едно от превозните средства за спускане не е отворило капаците на защитната камера.

По време на слизането на космическия кораб в атмосферата на Венера са регистрирани електрически разряди и са изключително мощни и чести. И така, едно от устройствата засича 25 изпускания в секунда, другото - около хиляда, а едно от удрянията на гръмотевицата продължава 15 минути. Според астрономите електрическите разряди са били свързани с активна вулканична активност в местата за спускане на космически кораби.

Приблизително по същото време изследването на Венера вече е проведено от космическия кораб от американската поредица - „Пионер-Венера-1“, изстрелян на 20 май 1978 г.

След като влезе в 24-часова елиптична орбита около планетата на 4 декември, устройството извърши радарно картографиране на повърхността за година и половина, изследва магнитосферата, йоносферата и облачната структура на Венера.

фиг. 12 "Пионер-Венера-1". Кредит: NSSDC

Следвайки първия "пионер", вторият отиде до Венера. Това се случи на 8 август 1978 година. На 16 ноември първото и най-голямото от спускащите се превозни средства се отдели от превозното средство, 4 дни по-късно се отделиха 3 други спускащи се превозни средства. На 9 декември и четирите модула влязоха в атмосферата на планетата.

Въз основа на резултатите от изследването на превозни средства за спускане Pioneer-Venus-2, беше определен съставът на атмосферата на Венера, в резултат на което беше установено, че концентрацията на аргон-36 и аргон-38 в него е 50- 500 пъти по-висока от концентрацията на тези газове в земната атмосфера. Атмосферата се състои предимно от въглероден диоксид, с малки количества азот и други газове. Под самите облаци на планетата бяха открити следи от водни пари и по-висока от очакваната концентрация на молекулярен кислород.

Същият облачен слой, както се оказа, се състои от поне 3 добре дефинирани слоя.

Горният, разположен на височина 65-70 км, съдържа капки концентрирана сярна киселина. Останалите 2 слоя са приблизително еднакви по състав, с единствената разлика, че по-големите частици сяра преобладават в най-ниския от слоевете. На височини под 30 км. Атмосферата на Венера е относително прозрачна.

По време на спускането устройствата извършиха измервания на температурата, които потвърдиха колосалния парников ефект, който царува на Венера. Така че, ако на надморска височина от около 100 км температурата е била -93 ° C, то на горната граница на облаците е била -40 ° C и след това е продължила да се увеличава, достигайки 470 ° C на самата повърхност

През октомври-ноември 1981 г. с интервал от 5 дни тръгват „Венера-13“ и „Венера-14“, чиито превозни средства за спускане през март, вече на 82-ро, достигат повърхността на планетата, предавайки панорамни изображения на места за кацане на Земя., На която се виждаше жълто-зеленото венерианско небе и след изследване на състава на венерианската почва, в която откриха: силициев диоксид (до 50% от общата маса на почвата), алуминиев стипца (16%), магнезиеви оксиди (11%), желязо, калций и други елементи. Освен това с помощта на устройство за звукозапис, инсталирано на "Венера-13", учените за първи път чуват звуците на друга планета, а именно гръмотевици.

фиг.13 Повърхност на планетата Венера. Снимка на космическия кораб "Венера-13" от 1 март 1982 г. Кредит: NSSDC

На 2 юни 1983 г. AMS (автоматична междупланетна станция) „Венера-15“ излиза на планетата Венера, която на 10 октомври същата година навлиза в полярна орбита около планетата. На 14 октомври Venera-16 беше изстрелян в орбита, изстрелян 5 дни по-късно. И двете станции са проектирани да изследват релефа на Венера с помощта на радари, инсталирани на борда. След като са работили заедно повече от осем месеца, станциите са получили изображение на повърхността на планетата в обширна зона: от северния полюс до ~ 30 ° северна ширина. В резултат на обработката на тези данни е съставена подробна карта на северното полукълбо на Венера на 27 листа и е публикуван първият атлас от релефа на планетата, който обаче покрива само 25% от повърхността му. Също така, въз основа на материалите от проучванията на космическите кораби, съветските и американските картографи, в рамките на първия международен проект за извънземна картография, проведен под егидата на Академията на науките и НАСА, създадоха съвместно поредица от три проучвателни карти на северните Венера. Представянето на тази поредица от карти, озаглавена „Комплект за планиране на полети на Магелан“, се проведе през лятото на 1989 г. в Международния геоложки конгрес във Вашингтон.

Фиг.14 Модул за спускане АМС "Vega-2". Кредит: NSSDC

След "Венера" ​​изследването на планетата беше продължено от съветския AMS от поредицата "Vega". Имаше две от тези превозни средства: „Вега-1“ и „Вега-2“, които с разлика от 6 дни излетяха на Венера през 1984 г. Шест месеца по-късно превозните средства се доближиха до планетата, след което модулите за спускане се отделиха от тях, които, след като влязоха в атмосферата, също се разделиха на кацащи модули и балонни сонди.

2 балонни сонди, след като напълниха парашутните си черупки с хелий, се носеха на надморска височина от около 54 км в различни полукълба на планетата и предадоха данни за два дни, като през това време прелетяха около 12 хиляди км. Средната скорост, с която сондите са летели по този път, е била 250 км / ч, което е улеснено от мощното глобално въртене на атмосферата на Венера.

Данните от сондите показват наличие на много активни процеси в облачния слой, характеризиращи се с мощни възходящи и низходящи течения.

Когато сондата "Вега-2" прелетя в района на Афродита на върха на височина 5 км, тя падна във въздушна дупка, рязко слизайки с 1,5 км. И двете сонди също откриха мълниезаряди.

Десантът извърши изследване на облачния слой и химическия състав на атмосферата, докато те се спускаха, след което след меко кацане в равнината Русалка започнаха да анализират почвата чрез измерване на рентгеновите флуоресцентни спектри. И в двете точки, където кацат модулите, те откриват скали с относително ниски концентрации на естествени радиоактивни елементи.

През 1990 г., докато правеше маневри за подпомагане на гравитацията, космическият кораб „Галилей“ (Galileo) прелетя покрай Венера, от която бе взет инфрачервеният спектрометър NIMS, в резултат на което се оказа, че при дължини на вълните 1.1, 1.18 и 1, сигналът 02 µm корелира с повърхностната топография, тоест за съответните честоти има „прозорци“, през които се вижда повърхността на планетата.

фиг.15 Зареждане на междупланетната станция "Магелан" в товарния отсек на космическия кораб "Атлантида". Кредит: JPL

Година по-рано, на 4 май 1989 г., междупланетната станция на Магелан на НАСА отиде до планетата Венера, която, работеща до октомври 1994 г., получи снимки на почти цялата повърхност на планетата, като едновременно с това извърши редица експерименти.

Изследването е проведено до септември 1992 г., като обхваща 98% от повърхността на планетата. След като навлезе в удължена полярна орбита около Венера през август 1990 г. с височини от 295 до 8500 км и орбитален период от 195 минути, космическият кораб при всяко приближаване до планетата картографира тясна ивица с широчина от 17 до 28 км и дължина около 70 хиляди км. Общо имаше 1800 такива ленти.

Тъй като Магелан многократно заснема много области от различни ъгли, което дава възможност да се състави триизмерен модел на повърхността, както и да се изследват възможни промени в ландшафта. Стерео изображението е получено за 22% от повърхността на Венера. Освен това бяха съставени: карта на височините на повърхността на Венера, получена с помощта на висотомер (алтиметър) и карта на електропроводимостта на скалите му.

Според резултатите от изображенията, в които лесно се различават детайли с размер до 500 m, беше установено, че повърхността на планетата Венера е заета предимно от хълмисти равнини и е сравнително млада според геоложките стандарти - около 800 милиона години . На повърхността има сравнително малко метеоритни кратери, но често се откриват следи от вулканична дейност.

От септември 1992 г. до май 1993 г. Магелан изучава гравитационното поле на Венера. През този период той не извърши повърхностен радар, но излъчи постоянен радиосигнал на Земята. Чрез промяна на честотата на сигнала беше възможно да се определят най-малките промени в скоростта на превозното средство (така нареченият Доплер ефект), което даде възможност да се разкрият всички характеристики на гравитационното поле на планетата.

През май "Magellan" започва първия си експеримент: прилагането на практика на технологията на атмосферното спиране, за изясняване на получената по-рано информация за гравитационното поле на Венера. За целта ниската му точка на орбитата беше леко спусната, така че устройството да докосва горните слоеве на атмосферата и да променя параметрите на орбитата, без да изразходва гориво. През август орбитата на "Магелан" се движеше на височина 180-540 км, като имаше орбитален период от 94 минути. Въз основа на резултатите от всички измервания е съставена „гравитационна карта“, обхващаща 95% от повърхността на Венера.

И накрая, през септември 1994 г. е извършен последен експеримент, чиято цел е да се изследват горните слоеве на атмосферата. Слънчевите панели на плавателния съд бяха разгърнати като остриета на вятърна мелница и орбитата на Магелан беше спусната. Това направи възможно получаването на информация за поведението на молекулите в най-горните слоеве на атмосферата. На 11 октомври орбитата беше понижена за последен път, а на 12 октомври при навлизане в плътните слоеве на атмосферата комуникацията с космическия кораб беше загубена.

По време на своята работа "Магелан" направи няколко хиляди орбити около Венера, три пъти снимайки планетата, използвайки странични радари.

Фиг.16 Цилиндрична карта на повърхността на планетата Венера, съставена от изображения на междупланетната станция "Магелан". Кредит: NASA / JPL

След полета на "Магелан" в продължение на дълги 11 години в историята на изучаването на Венера с космически кораби, имаше прекъсване. Програмата за междупланетни изследвания на Съветския съюз беше ограничена, американците преминаха към други планети, предимно към газовите гиганти: Юпитер и Сатурн. И само на 9 ноември 2005 г. Европейската космическа агенция (ESA) изпрати на Венера космически кораб от ново поколение Venus Express, създаден на същата платформа като Mars Express, изстрелян 2 години по-рано.

фиг. 17 Venus Express. Кредит: ESA

5 месеца след изстрелването, на 11 април 2006 г., устройството пристигна на планетата Венера, скоро навлезе в силно удължена елиптична орбита и се превърна в нейния изкуствен спътник. В най-отдалечената точка на орбитата от центъра на планетата (апоцентър), Venus Express е отишъл на 220 хиляди километра от Венера, а в най-близката (перицентъра) е преминал на височина от само 250 километра от повърхността на планетата.

След известно време, благодарение на фините орбитални корекции, периапсисът на Venus Express беше спуснат още по-ниско, което позволи на превозното средство да навлезе в най-горните слоеве на атмосферата и поради аеродинамично триене отново и отново леко, но сигурно, забавяйки се скоростта за намаляване на височината на апоцентъра. В резултат на това параметрите на орбитата, която стана циркуполярна, придобиха следните параметри: височината на апоцентъра е 66 000 километра, височината на перицентъра е 250 километра, а орбиталният период на апарата е 24 часа.

Параметрите на близополярната работна орбита на "Венера Експрес" не са избрани случайно: така че периодът на циркулация от 24 часа е удобен за редовна комуникация със Земята: след приближаване до планетата устройството събира научна информация, а след отдалечавайки се от него, той провежда 8-часова комуникационна сесия, предавайки еднократно преди 250 MB информация. Друга важна характеристика на орбитата е нейната перпендикулярност към екватора на Венера, поради което устройството има способността да изследва подробно полярните области на планетата.

При навлизане в близкополярна орбита на устройството се е случила досадна неприятност: спектрометърът PFS, предназначен да изследва химичния състав на атмосферата, е бил в неизправност или по-скоро изключен. Както се оказа, огледалото беше задръстено, което трябваше да превключи "погледа" на устройството от референтния източник (на борда на сондата) към планетата. След няколко опита за заобикаляне на повредата инженерите успяха да завъртят огледалото на 30 градуса, но това не беше достатъчно, за да работи устройството и в крайна сметка трябваше да бъде изключено.

На 12 април устройството за първи път засне неснимания преди това южен полюс на Венера. Тези първи снимки, направени със спектрометъра VIRTIS от височина 206 452 километра над повърхността, разкриват тъмна фуния, подобна на подобна формация над северния полюс на планетата.

фиг. 18 Облаци над повърхността на Венера. Кредит: ESA

На 24 април камерата VMC направи поредица от изображения на облачността на Венера в ултравиолетовия диапазон, което се свързва със значително - 50 процента, поглъщане на тази радиация в атмосферата на планетата. След щракване към решетката се получи мозаечно изображение, покриващо значителна област от облаци. При анализа на това изображение бяха идентифицирани нискоконтрастни лентови структури, които са резултат от действието на силен вятър.

Месец след пристигането - на 6 май в 23 часа 49 минути московско време (19:49 UTC), Venus Express навлезе в постоянната си работна орбита с орбитален период от 18 часа.

На 29 май станцията проведе инфрачервено изследване на южната полярна област, откривайки вихър с много неочаквана форма: с две "зони на спокойствие", които са сложно свързани помежду си. След като проучиха картината по-подробно, учените стигнаха до заключението, че пред тях има 2 различни структури, разположени на различна височина. Все още не е ясно колко стабилна е тази атмосферна формация.

На 29 юли VIRTIS направи 3 снимки на атмосферата на Венера, от които е направена мозайка, показваща сложната й структура. Снимките са направени с интервал от около 30 минути и не съвпадат забележимо по границите, което показва високата динамика на венерианската атмосфера, свързана с ураганни ветрове, духащи със скорост над 100 m / s.

Друг спектрометър, инсталиран на Venus Express, SPICAV, установява, че облаците в атмосферата на Венера могат да се издигнат на височина до 90 километра под формата на гъста мъгла и до 105 километра, но под формата на по-прозрачна мъгла. Преди това други космически кораби са регистрирали облаци само до височина 65 километра над повърхността.

Освен това, използвайки SOIR единицата като част от спектрометъра SPICAV, учените откриха „тежка“ вода в атмосферата на Венера, която съдържа атоми на тежкия изотоп на водорода - деутерий. Обикновената вода в атмосферата на планетата е достатъчна, за да покрие цялата й повърхност с 3-сантиметров слой.

Между другото, знаейки процента на „тежка вода“ спрямо обикновената вода, можете да оцените динамиката на водния баланс на Венера в миналото и настоящето. Въз основа на тези данни се предполага, че в миналото на планетата може да съществува океан с дълбочина от няколкостотин метра.

Друг важен научен инструмент, инсталиран на Venera Express, плазменият анализатор ASPERA, регистрира високата скорост на изтичане на материята от атмосферата на Венера и също така проследява траекториите на други частици, по-специално на хелиеви йони, които имат слънчев произход.

"Venus Express" продължава да работи и до днес, въпреки че очакваната продължителност на мисията на апарата директно на планетата е била 486 земни дни. Но мисията може да бъде удължена, ако ресурсите на станцията позволят, за същия период от време, което очевидно се е случило.

В момента Русия вече разработва принципно нов космически кораб - междупланетната станция Venera-D, предназначена за подробно проучване на атмосферата и повърхността на Венера. Очаква се станцията да може да работи на повърхността на планетата в продължение на 30 дни, вероятно и повече.

От другата страна на океана, в САЩ, по искане на НАСА, Global Aerospace също наскоро започна да разработва проект за изследване на Венера с помощта на балон, т.нар. „Контролиран робот за въздушно изследване“ или DARE.

Предполага се, че балонът DARE с диаметър 10 м ще лети в облачния слой на планетата на височина 55 км. Височината и посоката на DARE ще се контролират от стратоплан, който прилича на малък самолет.

На кабела под балона ще бъде разположена гондола с телевизионни камери и няколко десетки малки сонди, които ще бъдат пуснати на повърхността в зони от интерес за наблюдение и изследване на химичния състав на различни геоложки структури на повърхността на планетата. Тези области ще бъдат избрани въз основа на подробно проучване на района.

Продължителността на мисията на балона е от шест месеца до една година.

Орбитално движение и въртене на Венера

Фиг. 19 Разстояние от земните планети до Слънцето. Кредит: Лунно-планетарен институт

Около Слънцето планетата Венера се движи в близост до кръгова орбита, наклонена към равнината на еклиптиката под ъгъл 3 ° 23 "39" ". Ексцентричността на венерианската орбита е най-малката в Слънчевата система и е само 0,0068. Следователно разстоянието от планетата до Слънцето винаги остава приблизително същото, възлизащо на 108,21 милиона км. Но разстоянието между Венера и Земята варира и в широки граници: от 38 до 258 милиона км.

В своята орбита, разположена между орбитите на Меркурий и Земята, планетата Венера се движи със средна скорост 34,99 км / сек и сидеричен период, равен на 224,7 земни дни.

Венера се върти около оста си много по-бавно, отколкото в орбита: Земята има време да се завърти 243 пъти, а Венера само 1. периодът на въртене около оста си е 243.0183 земни дни.

Освен това това въртене не се случва от запад на изток, както всички други планети, с изключение на Уран, а от изток на запад.

Обратното въртене на планетата Венера води до факта, че денят върху нея трае 58 земни дни, същата нощ продължава, а продължителността на венерианските дни е равна на 116,8 земни дни, така че по време на Венецианската година можете да видите само 2 изгрева и 2 комплекта на Слънцето, а изгревът ще се случи на запад и залязъл на изток.

Скоростта на въртене на твърдото тяло на Венера може да бъде уверено определена само от радара, поради непрекъснатата облачна покривка, скриваща повърхността му от наблюдателя. За първи път радарно отражение от Венера е получено през 1957 г. и първоначално на Венера са изпратени радиоимпулси, за да се измери разстоянието за усъвършенстване на астрономическата единица.

През 80-те години САЩ и СССР започват да изследват разпространението на отразения импулс по честота ("спектърът на отразения импулс") и забавянето във времето. Размазването на честотата се обяснява с въртенето на планетата (Доплеров ефект), влаченето във времето - с различни разстояния до центъра и ръбовете на диска. Тези проучвания са проведени главно върху радиовълни в дециметровия диапазон.

В допълнение към факта, че въртенето на Венера е обърнато, то има и друга много интересна характеристика. Ъгловата скорост на това въртене (2,99 10 -7 рад / сек) е точно такава, че по време на долната връзка Венера е обърната към Земята през цялото време с една и съща страна. Причините за тази последователност между въртенето на Венера и орбиталното движение на Земята все още не са ясни ...

И накрая, да кажем, че наклонът на екваториалната равнина на Венера към равнината на нейната орбита не надвишава 3 °, поради което сезонните промени на планетата са незначителни и изобщо няма сезони.

Вътрешната структура на планетата Венера

Средната плътност на Венера е една от най-високите в Слънчевата система: 5,24 g / cm 3, което е само с 0,27 g по-малко от плътността на Земята. Масите и обемите на двете планети също са много сходни, с тази разлика, че параметрите на Земята са малко по-големи: масата е 1,2 пъти, обемът е 1,15 пъти.

фиг.20 Вътрешната структура на планетата Венера. Кредит: НАСА

Въз основа на разгледаните параметри на двете планети можем да заключим, че тяхната вътрешна структура е сходна. И наистина: Венера, подобно на Земята, се състои от 3 слоя: кора, мантия и ядро.

Най-горният слой е кора на Венера, с дебелина около 16 км. Кората се състои от базалти с ниска плътност - около 2,7 g / cm 3 и образувани в резултат на изливането на лава на повърхността на планетата. Това вероятно е причината венезийската кора да има относително малка геоложка възраст - около 500 милиона години. Според някои учени процесът на изливане на потоци от лава върху повърхността на Венера протича с определена периодичност: първо, веществото в мантията, поради разпадането на радиоактивните елементи, се загрява: конвективните потоци или струпките разбиват планетата кора, образуваща уникални повърхностни детайли - тесера. След като достигнат определена температура, потоците от лава си проправят път към повърхността, покривайки почти цялата планета със слой базалти. Изливането на базалти се е случвало многократно и по време на периоди на спокойна вулканична дейност равнините на лава са били подлагани на разтягане поради охлаждане и след това са се образували пояси на венериански пукнатини и била. Преди около 500 милиона години процесите в горната мантия на Венера сякаш са утихнали, вероятно поради изчерпването на вътрешната топлина.

Под планетарната кора се крие вторият слой - мантията, която се простира на дълбочина около 3300 км до границата с желязната сърцевина. Очевидно мантията на Венера се състои от два слоя: твърда долна мантия и частично разтопена горна.

Ядрото на Венера, чиято маса е около една четвърт от цялата маса на планетата, а плътността е 14 g / cm 3, е твърдо или частично разтопено. Това предположение е направено въз основа на изследването на магнитното поле на планетата, което просто не съществува. И тъй като няма магнитно поле, тогава няма източник, който това магнитно поле генерира, т.е. в желязната сърцевина няма движение на заредени частици (конвективни потоци), следователно движението на материята в сърцевината не се случва. Вярно е, че магнитното поле може да не се генерира поради бавното въртене на планетата ...

Повърхност на планетата Венера

Формата на планетата Венера е близка до сферичната. По-точно, той може да бъде представен от триосен елипсоид, при който полярната компресия е с два порядъка по-малка от тази на Земята.

В екваториалната равнина полуосите на елипсоида на Венера са 6052,02 ± 0,1 км и 6050,99 ± 0,14 км. Полярната полуос е 6051,54 ± 0,1 km. Познавайки тези размери, можете да изчислите площта на Венера - 460 милиона км 2.

фиг.21 Сравнение на планетите на Слънчевата система. Кредит: уебсайт

Данните за размерите на твърдото тяло на Венера са получени с помощта на методи за радиосмущения и усъвършенствани с помощта на радиоалтиметрични и траекторни измервания, когато планетата е била в обсега на космически кораб.

фиг.22 Регион Естла на Венера. В далечината се вижда висок вулкан. Кредит: NASA / JPL

По-голямата част от повърхността на Венера е заета от равнини (до 85% от цялата площ на планетата), сред които доминират гладки, леко усложнени от мрежа от тесни криволичещи леко наклонени хребети, базалтови равнини. Много по-малка площ от гладките са заети от заоблени или хълмисти равнини (до 10% от повърхността на Венера). Типични за тях са езиковидни издатини, като остриета, различаващи се по радио яркост, което може да се интерпретира като обширни лавови листове с нисковискозни базалти, както и множество конуси и куполи с диаметър 5-10 км, понякога с кратери на върхове. На Венера има и участъци от равнини, гъсто покрити с пукнатини или практически не нарушени от тектонски деформации.

фиг. 23 архипелаг Ищар. Кредит: NASA / JPL / USGS

В допълнение към равнините на повърхността на Венера са открити три обширни възвишени области, които са кръстени на земните богини на любовта.

Един такъв район, архипелаг Ищар, е обширен планински регион в северното полукълбо, сравним по размер с Австралия. В центъра на архипелага се намира вулканичното плато Лакшми, което е два пъти повече от земния Тибет. От запад платото е ограничено от планините Акна, от северозапад - от планините Фрея, високи до 7 км, а от юг - от сгънатите планини Дану и первазите Веста и Ут, с общо намаление до 3 км или повече. Източната част на платото се "врязва" в най-високата планинска система на Венера - планината Максуел, кръстена на английския физик Джеймс Максуел. Централната част на планинската верига се издига със 7 км, а отделни планински върхове, разположени в близост до първостепенния меридиан (63 ° с.ш. и 2,5 ° изток) се издигат до височини от 10,81-11,6 км. близо до екватора.

Друг издигнат район е архипелагът Афродита, който се простира по Венесианския екватор и е дори по-голям по размер: 41 милиона км 2, въпреки че тук надморската височина е по-ниска.

Тази обширна територия, разположена в екваториалната област на Венера и простираща се на 18 хиляди км, обхваща дължина от 60 ° до 210 °. Той се простира от 10 ° с.ш. до 45 ° ю.ш. повече от 5 хил. км, а източният му край - районът Атла - се простира до 30 ° с.ш.

Третият издигнат регион на Венера е земята Лада, която се намира в южното полукълбо на планетата и е противоположна на архипелага Ищар. Това е доста равна площ, средната височина на повърхността на която е близо 1 км, а максималната (малко над 3 км) е достигната в короната Кетцалпелатъл с диаметър 780 км.

фиг.24 Tessera Ba "het. Кредит: NASA / JPL

В допълнение към тези извисени райони, поради своите размери и височини, наречени „земи“, други, по-малко обширни, се открояват на повърхността на Венера. Такива, например, като тесери (от гръцки - керемида), които представляват хълмове или планини с размери от стотици до хиляди километри, чиято повърхност е пресечена в различни посоки от системи от стъпаловидни хребети и корита, разделящи ги, образувани от рояци тектонски разломи.

Хребетите или хребетите в тесерата могат да бъдат линейни и разширени: до много стотици километри. И те могат да бъдат остри или, обратно, заоблени, понякога с плоска горна повърхност, ограничена от вертикални первази, което прилича на комбинация от лентови грабени и хорстове в земни условия. Често хребетите наподобяват набръчкан филм от замразени желе или въжени лави на хавайските базалти. Височината на хребетите може да бъде до 2 км, а на первазите - до 1 км.

Окопите, разделящи хребетите, се простират далеч отвъд планините, простиращи се на хиляди километри в обширните венериански равнини. По топография и морфология те са подобни на рифтовите зони на Земята и изглежда имат една и съща природа.

Образуването на самите тесери е свързано с многократни тектонични движения на горните слоеве на Венера, придружени от контракции, разтягания, разцепвания, възходи и спускания на различни части на повърхността.

Това, трябва да кажа, са най-древните геоложки образувания на повърхността на планетата, следователно имената са им присвоени: в чест на богините, свързани с времето и съдбата. По този начин едно голямо възвишение, простиращо се на 3000 км недалеч от Северния полюс, се нарича тесера на Форчън, на юг от него е тесерата от Лайма, която носи името на латвийската богиня на щастието и съдбата.

Заедно със земите или континентите тесерите заемат малко повече от 8,3% от територията на планетата, т.е. точно 10 пъти по-малка площ от равнините и евентуално основата на значителна, ако не и цялата територия на равнините. Останалите 12% от територията на Венера са заети от 10 вида релеф: корони, тектонични разломи и каньони, вулканични куполи, "паякообразни", мистериозни канали (жлебове, линии), хребети, кратери, патери, кратери с тъмни параболи, хълмове. Нека разгледаме всеки от тези релефни елементи по-подробно.

Фиг. 25 Короната е уникален релефен детайл на Венера. Кредит: NASA / JPL

Коронките, които са, заедно с тесерите, уникални детайли от релефа на повърхността на Венера, са големи вулканични вдлъбнатини с овална или кръгла форма с повдигната централна част, заобиколени от укрепления, хребети и вдлъбнатини. Централната част на венците е заета от обширно междупланинско плато, от което планински вериги се простират на пръстени, често извисяващи се над централната част на платото. Пръстенообразуването на коронките обикновено е непълно.

Според резултатите от изследвания от космически кораби на планетата Венера са открити няколкостотин. Короните се различават по размер (от 100 до 1000 км) и възрастта на съставящите ги скали.

Коронките са се образували, очевидно в резултат на активни конвективни течения в мантията на Венера. Около много от короните се наблюдават втвърдени потоци от лава, които се разминават в страни под формата на широки езици с фестончен външен ръб. Очевидно именно короните биха могли да служат като основни източници, чрез които разтопена материя от дълбините излиза на повърхността на планетата, втвърдявайки се образувайки обширни равни площи, заемащи до 80% от територията на Венера. Тези изобилни източници на разтопени скали са кръстени на богините на плодородието, реколтата, цветята.

Някои учени смятат, че короните се предшестват от друга специфична форма на венециански релеф - арахноида. Арахноидите, получили името си поради външната си прилика с паяци, наподобяват корони по форма, но са с по-малки размери. Ярките линии, простиращи се от техните центрове в продължение на много километри, може да съответстват на повърхностни разломи, създадени при избягване на магмата от вътрешността на планетата. Общо са известни около 250 арахноида.

В допълнение към тесерите, коронките и арахноидите, образуването на тектонски разломи или корита е свързано с ендогенни (вътрешни) процеси. Тектонските разломи често се групират в удължени (до хиляди километри) пояси, които са много разпространени на повърхността на Венера и могат да бъдат свързани с други структурни форми на релефа, например с каньони, които по своята структура наподобяват сухоземни континентални рифтове. В някои случаи се наблюдава почти ортогонален (правоъгълен) модел на пресичащи се пукнатини.

фиг. 27 връх Маат. Кредит: JPL

Вулканите са много широко разпространени на повърхността на Венера: тук ги има хиляди. Освен това някои от тях достигат огромни размери: до 6 км височина и 500 км ширина. Но повечето вулкани са много по-малки: само 2-3 км в диаметър и 100 м височина. По-голямата част от венерианските вулкани са изчезнали, но някои все още изригват. Най-очевидният кандидат за активен вулкан е връх Маат.

На редица места по повърхността на Венера са открити мистериозни канали и линии с дължина от стотици до няколко хиляди километра и ширина от 2 до 15 км. Външно те приличат на речни долини и имат едни и същи характеристики: криволичещи извивки, разминаване и сближаване на отделни "канали" и в редки случаи нещо подобно на делта.

Най-дългият канал на планетата Венера е долината Балтис, с дължина около 7000 км с много постоянна (2-3 км) ширина.

Между другото, северната част на долината на Балтис е била открита в изображенията на AMS "Venera-15" и "Venera-16", но разделителната способност на изображенията по това време не е била достатъчно висока, за да се разграничат детайлите на това формация и тя е картографирана като удължена пукнатина с неизвестен произход.

фиг.28 Канали на Венера в страната на Лада. Кредит: NASA / JPL

Произходът на венерианските долини или канали остава загадка, най-вече защото учените не знаят за течност, способна да прореже повърхността на такива разстояния. Изчисленията, направени от учени, показват, че базалтовите лави, следите от които са широко разпространени по цялата повърхност на планетата, няма да имат достатъчно топлинни резерви, за да текат безспирно и да разтопят веществото на базалтовите равнини, да прорежат канали в тях хиляди километри. В крайна сметка такива канали са известни, например, на Луната, въпреки че тяхната дължина е само десетки километри.

Следователно е вероятно течността, която е прорязала базалтовите равнини на Венера в продължение на стотици и хиляди километри, да бъде прегрята коматитни лави или дори по-екзотични течности като разтопени карбонати или разтопена сяра. До края произходът на долините на Венера е неизвестен ...

В допълнение към долините, които са отрицателни форми на релеф, положителните форми на релеф са често срещани и в равнините на Венера - хребети, известни също като един от компонентите на специфичния релеф на тесерите. Хребетите често се оформят в дълги (до 2000 км или повече) пояси с ширина от първите стотици километри. Ширината на отделен хребет е много по-малка: рядко до 10 км, а в равнините е намалена до 1 км. Височините на хребетите са от 1,0-1,5 до 2 км, а на скалите, които ги ограничават - до 1 км. Леките криволичещи хребети на фона на по-тъмен радиоизображение на равнините представляват най-характерния модел на повърхността на Венера и заемат ~ 70% от нейната площ.

Такива детайли на повърхността на Венера като хълмове много приличат на хребети, с тази разлика, че размерите им са по-малки.

Всички горепосочени форми (или видове) на релефа на повърхността на Венера дължат своя произход на вътрешната енергия на планетата. На Венера има само три вида релеф, чийто произход се дължи на външни причини: кратери, патери и кратери с тъмни параболи.

За разлика от много други тела на Слънчевата система: земни планети, астероиди, на Венера са открити относително малко кратери с метеоритни удари, което е свързано с активна тектонична дейност, която е спряла преди 300-500 милиона години. Вулканичната дейност протича много бурно, тъй като в противен случай броят на кратерите в по-старите и по-младите обекти ще се различава значително и тяхното разпределение в района няма да бъде случайно.

Общо на повърхността на Венера са открити 967 кратера с диаметър от 2 до 275 км (близо до кратера Мийд). Кратерите обикновено се разделят на големи (над 30 км) и малки (по-малко от 30 км), които включват 80% от общия брой на всички кратери.

Плътността на ударните кратери на повърхността на Венера е много ниска: около 200 пъти по-малка от тази на Луната и 100 пъти по-малка от тази на Марс, което съответства само на 2 кратера на 1 милион км 2 от венерианската повърхност.

Изследвайки изображения на повърхността на планетата, направени от космическия кораб "Магелан", учените успяха да видят някои аспекти от формирането на ударни кратери в условията на Венера. Около кратерите са открити светлинни лъчи и пръстени - скалата, изхвърлена по време на експлозията. В много кратери част от емисиите е течно вещество, което обикновено образува обширни потоци с дължина десетки километри, насочени към едната страна на кратера. Досега учените все още не са разбрали за каква течност става дума: прегрята шокова стопилка или суспензия от финозърнесто твърдо вещество и капчици стопилка, окачени в атмосферата на повърхността.

Няколко венериански кратери са наводнени с лава от съседните равнини, но преобладаващото мнозинство от тях имат много отчетлив външен вид, което показва слаба интензивност на материалните ерозионни процеси на повърхността на Венера.

Дъното на повечето кратери на Венера е тъмно, което показва гладка повърхност.

Друг често срещан тип терен са кратери с тъмни параболи, а основната площ е заета от тъмни (в радиоизображението) параболи, чиято обща площ е почти 6% от цялата повърхност на Венера. Цветът на параболите се дължи на факта, че те са съставени от покритие от финозърнест материал с дебелина до 1–2 m, образувано поради емисии от ударни кратери. Възможно е също така този материал да може да бъде обработен чрез еолови процеси, които преобладават в редица региони на Венера, оставяйки много километри подобен на ивици еолов релеф.

Кратерите и кратерите с тъмни параболи са подобни на патерите - кратери с неправилна форма или сложни кратери с фестонни ръбове.

Всички тези данни бяха събрани, когато планетата Венера беше в обсега на космически кораби (съветски, серия "Венера" ​​и американски, серия "Маринър" и "Пионер-Венера").

И така, през октомври 1975 г. спускащите се превозни средства на AMS „Венера-9“ и „Венера-10“ направиха меко кацане на повърхността на планетата и предадоха изображения на мястото за кацане на Земята. Това бяха първите снимки в света, предадени от повърхността на друга планета. Изображението е получено във видима светлина с помощта на телеметър - система, която според принципа на действие прилича на механична телевизия.

В допълнение към заснемането на повърхността на AMS "Венера-8", "Венера-9" и "Венера-10" бяха измерени плътността на повърхностните скали и съдържанието на естествени радиоактивни елементи в тях.

На местата за разтоварване на "Венера-9" и "Венера-10" плътността на повърхностните скали е била близо 2,8 g / cm 3 и по отношение на съдържанието на радиоактивни елементи може да се заключи, че тези скали са близки по състав към базалтите - най-разпространените магматични скали от земната кора ...

През 1978 г. е изстрелян американският космически кораб Pioneer-Venus, резултатът от който е топографска карта, създадена въз основа на радарни изследвания.

И накрая, през 1983 г. космическите кораби "Венера-15" и "Венера-16" навлязоха в орбита около Венера. Използвайки радар, те картографираха северното полукълбо на планетата до паралел от 30 ° в мащаб 1: 5 000 000 и за първи път откриха такива уникални детайли на повърхността на Венера като тесери и корони.

Още по-подробни карти на цялата повърхност с детайли с размер до 120 m са получени през 1990 г. от кораба Magellan. С помощта на компютри радарната информация е превърната във фотографски изображения на вулкани, планини и други детайли на ландшафта.

фиг.30 Топографска карта на Венера, съставена от изображения на междупланетната станция "Магелан". Кредит: НАСА

Според решението на Международния астрономически съюз на картата на Венера има само женски имена, тъй като самата тя, единствената от планетите, носи женско име. Има само 3 изключения от това правило: планини Максуел, региони Алфа и Бета.

Имената за детайлите на релефа му, които са взети от митологиите на различни народи по света, са определени в съответствие с рутината. Като този:

Хълмовете са кръстени на богини, титаниди, гиганти. Например районът Улфрун, кръстен на една от деветте гигантки в скандинавските митове.

Низините са героините на митовете. В чест на една от тези героини на древногръцката митология е кръстена най-дълбоката низина на Аталанта, разположена в северните ширини на Венера.

Браздите и линиите са кръстени на женски митологични герои-воини.

Корони в чест на богините на плодородието, земеделието. Въпреки че най-известната от тях е короната на Павлова с диаметър около 350 км, кръстена на руска балерина.

Хребетите са кръстени на богините на небето, женски митологични персонажи, свързани с небето и светлината. Така по една от равнините се простираха хребетите на Вещицата. А равнината Берегиня от северозапад на югоизток се пресича от хребетите Гера.

Земите и платата са кръстени на богините на любовта и красотата. И така, един от континентите (земите) на Венера се нарича земя на Ищар и е високопланински район с обширно плато Лакшми с вулканичен произход.

Каньоните на Венера са кръстени на митологични персонажи, свързани с гората, лова или луната (подобно на Римска Артемида).

Планинският терен в северното полукълбо на планетата се пресича от разширения каньон Баба Яга. В регионите Бета и Фийби се откроява каньонът Деван. А от района на Темида до земята на Афродита, най-голямата кариера на Венера, Парге, се простира на повече от 10 хиляди км.

Големите кратери са кръстени на известни жени. Малките кратери са просто обикновени женски имена. И така, на високопланинското плато Лакшми можете да намерите малки кратери Берта, Людмила и Тамара, разположени на юг от планината Фрея и на изток от големия кратер Осипенко. Близо до короната на Нефертити се намира кратерът Потанин, кръстен на руския изследовател на Централна Азия, а наблизо е кратерът Войнич (от английския писател, автор на романа „Опашката“). А най-големият кратер на планетата е кръстен на американския етнограф и антрополог Маргарет Мийд.

Патерите се извикват по същия принцип като големите кратери, т.е. по имената на известни жени. Пример: отец Салфо.

Равнините са кръстени на героините от различни митове. Например равнините на Снегурочка и Баба Яга. Равнината Лухи, господарката на Севера в карелските и финландските митове, се простира около Северния полюс.

Тесерите са кръстени на богините на съдбата, щастието, късмета. Например, най-голямата сред тесерите на Венера се нарича Тесера на Телюр.

Первазите са в чест на богините на огнището: Веста, Ют и др.

Трябва да се каже, че планетата е лидер по броя на назованите части сред всички планетни тела. На Венера и най-голямото разнообразие от имена за техния произход. Има имена от митовете за 192 различни националности и етнически групи от цял ​​свят. Нещо повече, имената са разпръснати из цялата планета, без да се образуват „национални региони“.

И в заключение на описанието на повърхността на Венера даваме кратка структура на съвременната карта на планетата.

За нулевия меридиан (съответства на земния Гринуич) на картата на Венера в средата на 60-те години беше приет меридиан, преминаващ през центъра на светлина (на радарни изображения) заоблена зона с диаметър 2 хиляди км, разположен в южното полукълбо на планетата и наречен регион Алфа от началната буква на гръцката азбука. По-късно, с увеличаване на разделителната способност на тези изображения, позицията на първоначалния меридиан се измества с около 400 км, за да може той да премине през малко светло петно ​​в центъра на голяма пръстенова структура, наречена Ева на 330 км. След създаването на първите обширни карти на Венера през 1984 г. е открито, че точно на главния меридиан, в северното полукълбо на планетата, има малък кратер с диаметър 28 км. Кратерът е кръстен Ариадна, по името на героинята на гръцкия мит, и е бил много по-удобен като отправна точка.

Първият меридиан, заедно с меридиана на 180 °, разделя повърхността на Венера на 2 полукълба: източна и западна.

Атмосфера на Венера. Физически условия на планетата Венера

Над безжизнената повърхност на Венера се крие уникална атмосфера, най-гъстата в Слънчевата система, открита през 1761 г. от М.В. Ломоносов, който наблюдава преминаването на планетата през слънчевия диск.

фиг.31 Венера, покрита с облаци. Кредит: НАСА

Атмосферата на Венера е толкова гъста, че е абсолютно невъзможно да се видят през нея каквито и да е детайли на повърхността на планетата. Ето защо, дълго време много изследователи вярваха, че условията на Венера са близки до тези на Земята през карбоновия период и следователно подобна фауна също живее там. Проучванията, проведени с помощта на спускащи се превозни средства на междупланетни станции, показват, че климатът на Венера и климатът на Земята са две големи разлики и между тях няма нищо общо. Така че, ако температурата на долния въздушен слой на Земята рядко надвишава + 57 ° C, тогава на Венера температурата на приповерхностния въздушен слой достига 480 ° C, а дневните му колебания са незначителни.

Значителни разлики се наблюдават и в състава на атмосферите на двете планети. Ако в атмосферата на Земята преобладаващият газ е азотът, с достатъчно съдържание на кислород, незначително съдържание на въглероден диоксид и други газове, то в атмосферата на Венера ситуацията е точно обратната. Преобладаващият дял на атмосферата е въглероден диоксид (~ 97%) и азот (около 3%), с малки добавки на водна пара (0,05%), кислород (хилядни от процента), аргон, неон, хелий и криптон. В много малки количества има и примеси SO, SO2, H2S, CO, HCl, HF, CH4, NH3.

Налягането и плътността на атмосферите на двете планети също са много различни. Например атмосферното налягане на Венера е около 93 атмосфери (93 пъти повече, отколкото на Земята), а плътността на венерианската атмосфера е почти два порядъка по-висока от плътността на земната атмосфера и само 10 пъти по-малка от плътността от вода. Такава висока плътност не може да не повлияе на общата маса на атмосферата, която е приблизително 93 пъти масата на земната атмосфера.

Както сега вярват много астрономи; високата повърхностна температура, високото атмосферно налягане и високото относително съдържание на въглероден диоксид са фактори, които очевидно са свързани помежду си. Високата температура насърчава превръщането на карбонатните скали в силикатни, с отделянето на CO 2. На Земята CO 2 се свързва и трансформира в седиментни скали в резултат на действието на биосферата, която липсва на Венера. От друга страна, високото съдържание на CO 2 допринася за нагряването на венерианската повърхност и долните слоеве на атмосферата, което е установено от американския учен Карл Сейгън.

Всъщност, газовата обвивка на планетата Венера е гигантска оранжерия. Способен е да предава слънчева топлина, но не я отделя навън, като едновременно абсорбира радиацията на самата планета. Абсорберите са въглероден диоксид и водна пара. Парниковият ефект се проявява и в атмосферата на други планети. Но ако в атмосферата на Марс тя повиши средната температура близо до повърхността с 9 °, в атмосферата на Земята - с 35 °, то в атмосферата на Венера този ефект достига 400 градуса!

Някои учени вярват, че преди 4 милиарда години атмосферата на Венера е била по-скоро като земната атмосфера с течна вода на повърхността и именно изпарението на тази вода е причинило неконтролируем парников ефект, който се наблюдава и до днес ...

Атмосферата на Венера се състои от няколко слоя, които се различават значително по плътност, температура и налягане: тропосфера, мезосфера, термосфера и екзосфера.

Тропосферата е най-ниският и плътен слой на венерианската атмосфера. Съдържа 99% от масата на цялата атмосфера на Венера, от които 90% - до надморска височина от 28 км.

Температурата и налягането в тропосферата намаляват с надморска височина, достигайки на височини близо до 50-54 км, стойности от + 20 ° + 37 ° C и налягане от само 1 атмосфера. При такива условия водата може да съществува в течна форма (под формата на малки капчици), което заедно с оптималната температура и налягане, подобни на тези в близост до земната повърхност, създава благоприятни условия за живот.

Горната граница на тропосферата лежи на надморска височина от 65 км. над повърхността на планетата, отделяйки се от слоя, лежащ отгоре - мезосферата - от тропопаузата. Тук преобладават ураганните ветрове със скорост от 150 m / s и повече, срещу 1 m / s на самата повърхност.

Ветровете в атмосферата на Венера се създават чрез конвекция: горещият въздух се издига над екватора и се разпространява до полюсите. Тази глобална ротация се нарича ротация на Хадли.

Фиг. 32 Полярен вихър близо до южния полюс на Венера. Кредит: ESA / VIRTIS / INAF-IASF / Obs. de Paris-LESIA / Унив. на Оксфорд

На географски ширини, близки до 60 °, въртенето на Хадли спира: горещият въздух се спуска и започва да се движи обратно към екватора, това се улеснява от високата концентрация на въглероден окис на тези места. Ротацията на атмосферата обаче не спира на север от 60-те географски ширини: т.нар. полярни яки. Те се характеризират с ниски температури, високо разположение на облаците (до 72 км.).

Тяхното съществуване е следствие от рязкото покачване на въздуха, в резултат на което се наблюдава адиабатно охлаждане.

Около полюсите на планетата, оградени от „полярни яки“, има гигантски полярни вихри, четири пъти по-големи от земните им колеги. Всеки вихър има две очи - центрове на въртене, които се наричат ​​полярни диполи. Вихрите се въртят с период от около 3 дни по посока на общото въртене на атмосферата, като скоростта на вятъра варира от 35-50 m / s близо до външните им ръбове до нула на полюсите.

Полярните вихри, според астрономите днес, са антициклони с низходящи въздушни течения в центъра и рязко се издигат близо до полярните яки. Подобно на полярните вихри на Венера, структурите на Земята са зимни полярни антициклони, особено тази, която се образува над Антарктида.

Мезосферата на Венера се простира на височини от 65 до 120 км и може да бъде разделена на 2 слоя: първият лежи на височина 62-73 км, има постоянна температура и е горната граница на облаците; втората - на височина между 73-95 км, температурата тук спада с надморска височина, достигайки до горната граница на своя минимум от -108 ° C. Над 95 км над повърхността на Венера започва мезопаузата - границата между мезосферата и висшата термосфера. В рамките на мезопаузата температурата се увеличава с височината, достигайки + 27 ° + 127 ° C от дневната страна на Венера. От нощната страна на Венера, в мезопаузата, настъпва значително охлаждане и температурата пада до -173 ° C. Този регион, най-студеният на Венера, понякога дори се нарича криосфера.

На височини над 120 км се намира термосферата, която се простира до надморска височина 220-350 км, до границата с екзосферата - зона, в която леките газове напускат атмосферата и присъства главно само водород. Екзосферата свършва, а с нея и атмосферата на височина ~ 5500 км, където температурата достига 600-800 К.

В мезо- и термосферата на Венера, както и в долната тропосфера, въздушната маса се върти. Вярно е, че въздушната маса се движи не в посока от екватора към полюсите, а в посока от дневната страна на Венера към нощната страна. От дневната страна на планетата се осъществява мощно издигане на топъл въздух, който се разпространява на височини от 90-150 км, преминавайки към нощната страна на планетата, където нагрятият въздух пада рязко надолу, в резултат на което адиабатичен възниква нагряване на въздуха. Температурата в този слой е само -43 ° C, което е с цели 130 ° по-висока, отколкото обикновено в нощната страна на мезосферата.

Данни за характеристиките и състава на венерианската атмосфера са получени от AMS на поредицата Venera със серийни номера 4, 5 и 6. Венера 9 и 10 изяснява съдържанието на водни пари в дълбоките слоеве на атмосферата, като установява, че максималната водна пара се съдържа на височина 50 км, където е сто пъти повече от тази на твърда повърхност, а делът на парата се доближава до един процент.

В допълнение към изучаването на състава на атмосферата, междупланетните станции "Венера-4, 7, 8, 9, 10" измерват налягането, температурата и плътността в долните слоеве на атмосферата на Венера. В резултат беше установено, че температурата на повърхността на Венера е около 750 ° К (480 ° С), а налягането е близо 100 атм.

Спускащите се превозни средства Venera-9 и Venera-10 също са получили информация относно структурата на облачния слой. И така, на височини от 70 до 105 км има разредена стратосферна мъгла. Отдолу, на височина от 50 до 65 км (рядко до 90 км), има най-плътният облачен слой, който по своите оптични свойства е по-близо до разредена мъгла, отколкото до облаци в земния смисъл на думата. Обхватът на видимост тук достига няколко километра.

Под основния облачен слой - на височини от 50 до 35 км, плътността спада няколко пъти, а атмосферата отслабва слънчевата радиация главно поради релеевото разсейване в CO 2.

Мъглата под облаци се появява само през нощта, като се разпространява до нивото от 37 км - до полунощ и до 30 км - до зори. До обяд тази мъгла се изчиства.

Фиг. 33 Светкавици в атмосферата на Венера. Кредит: ESA

Цветът на облаците на Венера е оранжево-жълт, поради значителното съдържание на CO 2 в атмосферата на планетата, чиито големи молекули разпръскват тази част от слънчевата светлина и състава на самите облаци, състоящи се от 75-80 процента сярна киселина (възможно дори флуоридно-сярна) с примеси на солна и флуороводородна киселини. Съставът на облаците на Венера е открит през 1972 г. от американските изследователи Луиз и Андрю Йънг, както и Годфри Сил, независимо един от друг.

Проучванията показват, че киселината във венерианските облаци се образува химически от серен диоксид (SO 2), който може да се получи от съдържащи сяра повърхностни скали (пирити) и вулканични изригвания. Вулканите се проявяват по друг начин: техните изригвания генерират мощни електрически разряди - истински гръмотевични бури в атмосферата на Венера, които многократно са били регистрирани от инструменти на станциите от серията Венера. Освен това гръмотевичните бури на планетата Венера са много силни: мълния удря 2 порядъка по-често, отколкото в земната атмосфера. Това явление се нарича „Електрически дракон на Венера“.

Облаците са много ярки, отразяващи 76% от светлината (това е сравнима с отражателната способност на купчините облаци в атмосферата и полярните ледени шапки на повърхността на Земята). С други думи, повече от три четвърти от слънчевата радиация се отразява от облаците и само по-малко от една четвърт пада надолу.

Температура на облака - от + 10 ° до -40 ° С.

Облачният слой бързо се движи от изток на запад, като прави една революция около планетата за 4 земни дни (според наблюденията на „Маринър-10“).

Магнитното поле на Венера. Магнитосферата на планетата Венера

Магнитното поле на Венера е незначително - магнитният му диполен момент е по-малък от този на Земята, поне с пет порядъка. Причините за такова слабо магнитно поле са: бавното въртене на планетата около оста си, ниският вискозитет на планетарното ядро, може би има и други причини. Независимо от това, в резултат на взаимодействието на междупланетното магнитно поле с йоносферата на Венера, в последната се създават магнитни полета с ниска сила (15-20 nT), произволно разположени и нестабилни. Това е така наречената магнитосфера на Венера, която има удар от носа, магнитна обвивка, магнитопауза и магнитосферна опашка.

Носовата ударна вълна лежи на височина от 1900 км над повърхността на планетата Венера. Това разстояние е измерено през 2007 г. по време на слънчевия минимум. По време на максималната слънчева активност височината на ударната вълна се увеличава.

Магнитопаузата се намира на надморска височина от 300 км, което е малко по-високо от йонопаузата. Между тях има магнитна бариера - рязко увеличаване на магнитното поле (до 40 T), което предотвратява проникването на слънчевата плазма в дълбините на атмосферата на Венера, поне по време на минималната слънчева активност. В горните слоеве на атмосферата значителни загуби на йони O +, H + и OH + са свързани с активността на слънчевия вятър. Дължината на магнитопаузата е до десет радиуса на планетата. Същото магнитно поле на Венера, или по-точно опашката му, се простира до няколко десетки венециански диаметри.

Йоносферата на планетата, която е свързана с присъствието на магнитното поле на Венера, възниква под въздействието на значителни приливни влияния поради относителната близост до Слънцето, поради което над повърхността на Венера се образува електрическо поле, чиято интензивност може да бъде два пъти по-голяма от интензивността на „ясното времево поле“, наблюдавано над земната повърхност ... Йоносферата на Венера е разположена на надморска височина от 120-300 км и се състои от три слоя: между 120-130 км, между 140-160 км и между 200-250 км. На височини, близки до 180 км, може да има допълнителен слой. Максималният брой електрони на единица обем - 3 × 10 11 m -3 - е намерен в слой 2 близо до центъра на слънчогледа.

Инструкции

Пет са открити в древни времена, когато не е имало телескопи. Характерът на тяхното движение в небето се различава от движението. Въз основа на това хората са се отделили от милиони звезди.
Разграничете вътрешната и външната планети. Меркурий и Венера са по-близо до Слънцето, отколкото до Земята. Тяхното местоположение в небето е винаги близо до хоризонта. Съответно тези две планети са вътрешни планети.Меркурий и Венера изглежда следват слънцето. Независимо от това те са видими с просто око в моментите на максимално удължаване, т.е. по време на максималното ъглово разстояние от Слънцето. Тези планети могат да се видят по здрач, малко след залез слънце или в часовете на предзори. Венера е много по-голяма от Меркурий, много по-ярка и по-лесно забележима. Когато Венера се появи на небето, никоя звезда не може да се сравни по яркост с нея. Венера грее с бяла светлина. Ако го разгледате отблизо, например с помощта на бинокъл или телескоп, ще забележите, че той има различни фази, като луната. Венера може да се разглежда като сърп, намаляващ или намаляващ. В началото на 2011 г. Венера се виждаше около три часа преди зазоряване. От края на октомври ще бъде възможно да го наблюдавате отново с невъоръжено око. Тя ще бъде видима вечер, на югозапад в съзвездието Везни. Към края на годината нейната яркост и продължителността на периода на видимост ще се увеличат. Живакът се вижда най-вече по здрач и е трудно да се забележи. За това древните го наричат ​​бог на здрача. През 2011 г. може да се види от края на август за около месец. Планетата първо ще бъде видима в сутрешните часове в съзвездието Рак и след това ще се премести в съзвездието Лъв.

Външните планети включват съответно Марс, Юпитер и Сатурн. Най-добре се наблюдават в моменти на конфронтация, т.е. когато Земята е на една права линия между планетата и Слънцето. Те могат да останат на небето цяла нощ.По време на максималната яркост на Марс (-2,91м), тази планета е на второ място след Венера (-4м) и Юпитер (-2,94м). Вечер и сутрин Марс се вижда като червено-оранжева „звезда“, а посред нощ променя светлината на жълта. През 2011 г. Марс ще се появи на небето през лятото и ще изчезне отново в края на ноември. През август планетата ще бъде видима в съзвездието Близнаци, а до септември ще се премести в съзвездието Рак. Юпитер често се вижда в небето като една от най-ярките звезди. Въпреки това е интересно да го наблюдавате с бинокъл или телескоп. В този случай дискът, заобикалящ планетата, и четирите най-големи спътника стават видими. Планетата ще се появи през юни 2011 г. в източната част на небето. Юпитер ще се приближи до Слънцето, като постепенно губи яркостта си. Към есента яркостта му отново ще започне да се увеличава. В края на октомври Юпитер ще влезе в опозиция. Съответно есенните месеци и декември са най-доброто време за наблюдение на планетата.
От средата на април до началото на юни Сатурн е единствената планета, която може да се наблюдава с просто око. Следващият благоприятен период за наблюдение на Сатурн ще бъде ноември. Тази планета бавно се движи по небето и ще бъде в съзвездието Дева през цялата година.