\u003e\u003e Wie man Venus am Nachthimmel findet

Wie man die Venus am Sternenhimmel findet - Beschreibung für einen Beobachter vom Planeten Erde. Auf dem Foto erfahren Sie, wie Sie Jupiter, Mond, Merkur und das Sternbild Zwillinge verwenden.

Die Venus ist der zweite Planet von der Sonne, daher gibt es keine Probleme, wie man die Venus am Sternenhimmel findet. Verwenden Sie unsere Online-Sternenkarte oder studieren Sie sorgfältig die unteren Diagramme, in denen die Sternbilder, Planeten und Hilfssterne angegeben sind.

Um sich nicht mit dem Ort zu verrechnen, können Sie spezielle Anwendungen für Telefone verwenden. Oder folgen wir den alten Astronomen und verwenden natürliche Hinweise.

Um die Venus zu finden, beginnen Sie bei der Ekliptik. Wenn Sie dem Durchgang der Sonne über den Himmel folgen, wird diese Linie als Ekliptik bezeichnet. Je nach Jahreszeit ändert sich diese Route: Sie steigt und fällt. Das Maximum wird während der Sommersonnenwende beobachtet und das Minimum fällt auf die Wintersonnenwende.

Viele Himmelskörper sind durch Verlängerung am einfachsten zu finden. Dies sind die Punkte, an denen die Planeten in Bezug auf uns näher an der Sonne liegen. Es gibt zwei Sorten: Die östliche befindet sich am Abendhimmel und die westliche am Morgenhimmel. All dies betrifft natürlich nur die Perspektive des terrestrischen Beobachters. Bewundern Sie, wie Venus durch ein nicht professionelles Teleskop aussieht.

Aufgrund unseres Umsatzes beträgt die Bewegung der Körper 15 Grad pro Stunde. Die Venus wird erst sichtbar, wenn sie sich 5 Grad der Sonne nähert, sodass Sie sie 20 Minuten nach dem Erscheinen der Sonne oder bevor sie verschwindet, nicht sehen. Der Planet befindet sich zwischen 45 und 47 Grad vom Stern entfernt und bewegt sich 3 Stunden und 8 Minuten nach / vor der Sonne.

Wenn Sie etwas anderes als den Lichtblick sehen möchten, müssen Sie ein Teleskop kaufen. Zusätzlich benötigen Sie einen Planetenfilter oder eine außeraxiale Maske. Es ist gut, wenn der Mechanismus mit einem automatischen Verfolgungssystem ausgestattet ist.

\u003e Wie man Merkur und Venus beobachtet

Merkur und Venus am Himmel - wie man die ersten Planeten von der Sonne aus beobachtet: Wählen Sie ein Teleskop und Filter, wann Sie beobachten und wo Sie suchen müssen, Fotos von Planeten, Venus während des Tages.

Merkur und Venus scheinen die am einfachsten zu beobachtenden Planeten zu sein, da sie als Nachbarn der Erde gelten, die sich in relativ geringer Entfernung befinden, und Venus im Allgemeinen wurde in der Antike als Morgen- und Abendstern wahrgenommen, weil sie in der Erde hell brannte Nachthimmel. Es ist jedoch wichtig zu wissen, wie man Merkur und Venus findet und sie von anderen Objekten unterscheidet. Sie sollten auch verstehen, wie man ein Teleskop richtig auswählt und kauft, um die Aussicht zu genießen und sogar hochwertige Fotos von Merkur und Venus zu machen.

Merkur ist der Planet, der der Sonne am nächsten liegt. Die Entfernung zwischen Sonne und Merkur beträgt ungefähr 58.000.000 km. Die Umlaufbahn des Planeten ist übermäßig langgestreckt. Die Länge eines Jahres auf Merkur beträgt 88 Tage. Rund um den Planeten herrscht eine sehr verdünnte Atmosphäre mit einem hohen Gehalt an Helium. Der Druck einer solchen Atmosphäre ist 500 Milliarden Mal niedriger als der dem Menschen bekannte Druck an der Erdoberfläche.

Die Venus ist eines der interessantesten Objekte am Sternenhimmel, das nach Sonne und Mond in strahlender Helligkeit an zweiter Stelle steht. Der Planet macht in 255 Tagen eine vollständige Revolution um die Sonne und um seine Achse - in 243 Tagen. Dies macht die Venus zum Planeten mit den längsten Tagen im Sonnensystem. Die Atmosphäre der Venus enthält etwa 96,5% Kohlendioxid und 3,5% Stickstoff.

Werkzeuge

Es gibt keinen besonderen Unterschied zwischen wie man Merkur und Venus am Himmel findet... Aber hier gibt es ein paar Tricks, die es wert sind, gelernt zu werden. Zum Beispiel sind Beobachtungen der Venus unwirksam, wenn sie mit Hilfe eines achromatischen Refraktors durchgeführt werden, der das Bild mit beeindruckendem Chromatismus belastet. Dies macht sich insbesondere durch die hellste Brillanz des Planeten bemerkbar. Es ist besser, sich auf einem Reittier mit einem Go-To oder einem äquatorialen Reittier einzudecken, da es üblich ist, die unteren Planeten tagsüber zu erkunden. Deshalb ist die Verwendung der üblichen Alt-Azimut-Halterungen hier praktisch unmöglich.

Es ist fast unmöglich, in visuellen Studien Details auf den Oberflächen von Venus und Merkur zu erkennen, daher sollten Sie nicht an der Qualität optischer Teleskope zweifeln. Moderne Planetenokulare - Monozentrik und Orthozentrik - werden helfen, die Situation zu korrigieren.

Vergessen Sie nicht die Farbfilter, die dunkelrote, rote und orange Filter enthalten müssen, um den Kontrast der Planeten bei Beobachtungen in der Dämmerung oder am Tageshimmel zu erhöhen. Lila und Blau Filter werden verwendet, um dunkle Details auf Planetenscheiben zu rendern.

Bitte beachten Sie, dass Sie bei Tagesbeobachtungen von Venus oder Merkur die Sonne nicht mit einem optischen Sucher oder einem Teleskopokular betrachten können! Vermeiden Sie es, versehentlich in das Sichtfeld des Teleskops einzudringen. Schon eine Sekunde Versehen kann Sie das Sehvermögen kosten!

Wann sollte man Merkur beobachten?

Kein Wunder, dass Merkur als schwer fassbarer Planet bezeichnet wird, da die Dauer seiner Sichtbarkeit kürzer ist als bei den anderen Planeten. Gleichzeitig bewegt sich Merkur in unmittelbarer Nähe zur Sonne, sodass Bewohner der nördlichen Regionen Russlands, Großbritanniens, der Vereinigten Staaten und der skandinavischen Länder es nachts nicht sehen können. Und Astronomen aus südlichen Ländern können Merkur nach dem Einsetzen der astronomischen Nacht beobachten.

Es ist am besten, Merkur in den Momenten seiner maximalen Ausdehnung zu beobachten, wenn sich der Planet in beträchtlicher Entfernung von der Sonne entfernt und morgens oder abends den höchsten Punkt über dem Horizont einnimmt. In den nördlichen Breiten treten solche Perioden im Frühjahr auf, dann wird Merkur abends oder im Herbst sichtbar gemacht, dann wird der Planet am frühen Morgen beobachtet.

Merkur, Venus und Jupiter am Abendhimmel

Beobachtungen von Quecksilber

Die Beobachtung von Merkur kann für angehende Astronomen etwas enttäuschend sein. Das Aussehen des Planeten ist nicht sehr attraktiv, besonders im Vergleich zu Saturn, Jupiter oder dem Mond. Deshalb kann nur ein erfahrener Beobachter, der keine Angst vor schwierigen Aufgaben hat, die wahre Schönheit von Merkur schätzen.

Gleichzeitig hat nicht jeder erfahrene Astronomieliebhaber Merkur mindestens einmal beobachtet, da viele Stunden des Blicks auf dunkle und langweilige Galaxien nur die enthusiastischsten Forscher anziehen.

Wo finde ich Merkur?

Wo kann man am Nachthimmel nach Merkur suchen? Nun, Merkur kann leicht am Himmel und mit bloßem Auge gefunden werden. Dies erfolgt normalerweise innerhalb einer Woche vor und nach der maximalen Dehnung. Es ist besser, wenn die Atmosphäre zu diesem Zeitpunkt ruhig genug ist und es keinen Stadtsmog oder Hochhäuser gibt. Im Frühjahr, abends, kann Merkur eine halbe Stunde nach Sonnenuntergang gesehen werden. Dann befindet sich der Planet über dem westlichen Teil des Horizonts. Im Zwielichthimmel kann der Planet auch visualisiert werden, aber hier spielen die Transparenz der Atmosphäre und das Relief des Gebiets eine Rolle. Während der Herbstmonate, während der morgendlichen Sichtbarkeitsperiode, kann Quecksilber eine halbe Stunde nach seinem Aufstieg gesehen werden. Der Planet ist mit bloßem Auge 60 Minuten lang sichtbar, dann verschwindet er in den Sonnenstrahlen.

An guten Tagen hat Merkur eine Stärke von -1,3. Dies ist 0,1 niedriger als die Parameter von Sirius - dem hellsten Stern am Nachthimmel. Beachten Sie, dass die Nähe zum Horizont und eine dicke, unruhige Luftschicht auf der Flugbahn des Lichtflusses vom Planeten Merkur zu einem funkelnden Stern mit einer rosa oder blassrosa Tönung machen.

Die Beobachtung von Merkur wird erleichtert, wenn Sie ein Fernglas haben. Es ist besonders leicht, es kurz nach Sonnenuntergang an einem hellen Himmel zu finden. Natürlich können Sie mit Hilfe eines Fernglases die Phasen des Merkur nicht erkennen, aber dies ist ein hervorragendes Werkzeug, um danach zu suchen und Phänomene wie die Annäherung an Sterne, andere Planeten und den Mond zu untersuchen.

Teleskopbeobachtungen von Merkur

Teleskopbeobachtungen von Quecksilber sind etwa fünf Wochen vor und nach dem Zeitraum seiner maximalen Sichtbarkeit möglich. Es wird jedoch sofort sagen, dass das Studium dieses Planeten eine äußerst schwierige Aufgabe ist. Wie oben erwähnt, macht es die niedrige Position von Merkur über dem Horizont unmöglich, es selbst mit einem Teleskop vollständig zu erkunden. Das Bild des Planeten ist ständig verzerrt und beruhigt sich nur in seltenen Momenten, in denen der Astronom die interessantesten Details sehen kann.

Das Hauptmerkmal von Mercury sind seine Phasen, die Sie mit einem 80-mm-Teleskop untersuchen können. Dazu müssen Sie natürlich die Vielzahl des Geräts auf das 100-fache oder mehr erhöhen. Während der maximalen Dehnung wird die Quecksilberscheibe von der Sonne zu etwa 50% beleuchtet. Und die Phasen mit einer Beleuchtung von weniger als 30% oder mehr als 70% sind nicht zu sehen, da sich der Planet in solchen Zeiträumen zu nahe an der Sonne befindet.

Eine schwierigere Aufgabe besteht darin, die Details auf der Mercury-Scheibe zu untersuchen. Es gibt viele widersprüchliche Daten über die Art der engen Stellen auf seiner Oberfläche. Einige Astronomen sagen, dass sie mit Hilfe eines durchschnittlichen Teleskops die Scheibe des Planeten perfekt untersuchen können, andere sehen überhaupt nichts auf der Oberfläche von Merkur. Natürlich spielt hier nicht nur die Qualität des Teleskops eine Rolle, sondern auch die Beobachtungsbedingungen sowie die Erfahrung des Astronomen.

Unter hervorragenden atmosphärischen Bedingungen können Sie mit einem 100-120-mm-Teleskop in den Momenten maximaler Ausdehnung des Planeten kleine Verdunkelungen in der Nähe der Äquatorlinie beobachten. Es ist jedoch unwahrscheinlich, dass ein unerfahrener Forscher so heikle Details auf der Oberfläche des Planeten erkennt. Und mit einem Teleskop größer als 250 mm können Sie große dunkle Flecken weit vom Äquator erkunden. Glauben Sie mir, dies ist eine herausfordernde, aber äußerst aufregende Aktivität, um Ihre Beobachtungsfähigkeiten zu trainieren.

Wann sollte man die Venus beobachten?

Beobachtungen der Venus sind einfacher als die des Merkur, besonders wenn Sie wissen, wo Sie am Nachthimmel danach suchen müssen. Obwohl dieser Planet wie Merkur nicht weit von der Sonne entfernt ist, kann der scheinbare Winkelabstand hier 47 ° erreichen. Bei maximaler Sicht öffnet die Venus ihre Scheibe für einige Stunden nach Sonnenuntergang, wenn sie dem Bewohner in Form des Abendsterns oder vor Tagesanbruch erscheint - in Form des Morgensterns. Astronomen der nördlichen Hemisphäre sind besser dran, die Venus in östlicher Ausdehnung zu beobachten. An Frühlingsabenden wird die Venus bis Mitternacht visualisiert.

Während der westlichen oder östlichen Dehnung befindet es sich hoch über dem Horizont und ist hell genug, um mit minimalem Aufwand Beobachtungen zu machen. In der Regel beträgt der Zeitraum für die optimale Sichtbarkeit einen Monat.

Wie man tagsüber mit bloßem Auge die Venus findet

Der einfachste Weg, die Venus mit bloßem Auge zu beobachten, besteht darin, sie im Moment ihres morgendlichen Sonnenaufgangs zu finden. In Zeiten optimaler Sicht unter guten atmosphärischen Bedingungen kann die Venus lange Zeit erforscht werden. Die Aufgabe kann erleichtert werden, indem die Sonne durch eine natürliche oder künstliche Barriere verdeckt wird: einen hohen Baum, ein Gebäude oder ein anderes Objekt, das die Sonne verdeckt, aber die Venus nicht verdeckt. Natürlich ist eine Tagessuche nach Venus ohne Informationen über den genauen Standort nicht möglich. Sie können diese Informationen aus jedem Planetariumsprogramm herausfinden.

Natürlich ist es keine leichte Aufgabe, einen kleinen, fast unsichtbaren Lichtfleck am Tageshimmel zu beobachten. Aber hier gibt es einen kleinen Trick. Schauen Sie zuerst einige Zeit auf den fernen Horizont und richten Sie Ihren Blick erst dann auf den vorgesehenen Bereich des Himmels. Dadurch bleiben Ihre Augen auf unendlich fokussiert und Sie können schnell den gewünschten Planeten finden.

Venus mit einem Fernglas beobachten

Ferngläser sind ein großartiges Werkzeug, sowohl für die Suche als auch für die elementare Beobachtung der Venus. Ein großes Sichtfeld ermöglicht es Ihnen, die Annäherung der Venus mit anderen Planeten und dem Mond zu beobachten. Leistungsstarke astronomische Ferngläser 15x70 und 20x100 können die Phasen eines Planeten demonstrieren, wenn der sichtbare Teil seiner Scheibe mehr als 40 Zoll beträgt.

Die Suche nach Venus mit einem Fernglas erfolgt am besten tagsüber. Denken Sie jedoch daran, dass selbst ein kurzer Sonneneinstrahlung im Sichtfeld Sie blind machen kann! Erkunden Sie die Venus bei schönem Wetter, wenn entfernte Gebäude am Horizont sichtbar sind und der Himmel tiefblau ist. All dies zeugt von der hervorragenden Transparenz der Atmosphäre. Ihr Bezugspunkt bei Ihrer Suche ist der Mond, der am Tageshimmel perfekt sichtbar ist. Bestimmen Sie jedoch im Voraus den Tag und die ungefähre Zeit, zu der sich Mond und Venus der Mindestentfernung nähern. Sie können mit Hilfe des Planetariumsprogramms herausfinden.

Beobachtung der Venus durch ein Teleskop

Tagesbeobachtungen der Venus

Die schillernde Brillanz der Venus reduziert den Bildkontrast auch bei Einstiegsteleskopen. Dies macht es schwierig, seine Phasen zu beobachten und erlaubt es nicht, die Details auf der Oberfläche des Planeten zu sehen. Es gibt jedoch verschiedene Möglichkeiten, die Helligkeit der Venus zu verringern. Erstens werden Beobachtungen der Venus am besten tagsüber durchgeführt. Darüber hinaus kann dies das ganze Jahr über durchgeführt werden. Eine Ausnahme bilden zwei Wochen vor und nach der oberen Konjunktion der Venus mit der Sonne.

Mit modernen Teleskopen, die mit einem automatischen Leitsystem von Go-To ausgestattet sind, kann die Venus mithilfe der Sonnenausrichtungsmethode leicht gefunden werden. Sie können den Planeten auch durch ein Teleskop auf einer äquatorialen Halterung mit Perfassen. Richten Sie die Halterung so sorgfältig wie möglich aus und richten Sie das Rohr unter Berücksichtigung aller Sicherheitsvorkehrungen auf die Sonne. Danach sollten die Koordinatenbögen an den Äquatorialkoordinaten der Sonne ausgerichtet sein. Erst dann können Sie die Röhre schrittweise bewegen, um die Übereinstimmung der Koordinaten der Venus mit den Koordinaten auf den Einstellkreisen zu erreichen. Sie können auch ein Suchokular verwenden. Beachten Sie, dass die Suche nach Venus erleichtert wird, indem der Fokus des Teleskops für entfernte Objekte voreingestellt wird.

Sobald die Suche erfolgreich ist, kann die erhöhte Vergrößerung verwendet werden. Machen Sie es sich mit einem Rot- oder Orangenfilter bequem, um den Kontrast zwischen dem himmlischen Hintergrund und der Venus zu verbessern und die subtilen Details der Wolkendecke hervorzuheben. Im Moment der unteren Konjunktion wird der Planet als schmale Sichel dargestellt. Dann können Sie die Hörner der Venus sehen, die die Planetenscheibe mit der dünnsten Lichtgrenze umrunden. Dieses Phänomen ist auf die Streuung des Sonnenlichts in der Atmosphäre der Venus zurückzuführen.

Transit der Venus durch die Sonne

Nachtbeobachtungen der Venus

Natürlich haben Tagesbeobachtungen der Venus eine Reihe von Vorteilen, aber einige Astronomen studieren sie gerne am Nachthimmel oder in der Dämmerung. In einer solchen Zeit gibt es keine Schwierigkeit, einen Planeten zu finden. Dieses Plus ist jedoch mit einigen Nachteilen verbunden. Das wichtigste ist die schillernde Brillanz, die es nicht erlaubt, die feinsten Details auf der Wolkendecke der Venus zu sehen. Um dieses Problem zu bekämpfen, können Sie einen speziellen polarisierenden Filter mit variabler Dichte verwenden.

Der zweite Nachteil ist die niedrige Position der Venus über dem Horizont. Selbst in den Momenten maximaler Visualisierung in der Nacht erhebt sich die Venus nicht über 30 ° über den Horizont. Und alle Astronomen wissen, dass astronomische Beobachtungen eines Objekts am besten in einer Höhe von mehr als 30 ° durchgeführt werden können. So wird der negative Einfluss der Atmosphäre auf die Bildqualität auf Null reduziert.

Beobachtung dunkler Muster in den Wolken der Venus

Am häufigsten erscheint die Venus den Astronomen als einheitliche grau-weißliche Scheibe ohne Details. Unter hervorragenden atmosphärischen Bedingungen ist jedoch ein dunkler Bereich entlang des Terminators zu sehen. Nur wenige Astronomen sehen dunkle Formationen bizarrer Formen. Welche Faktoren beeinflussen die Sichtbarkeit von Teilen? Diese Frage bleibt heute unbeantwortet. Eine Reihe von Faktoren spielen eine Rolle, darunter die Qualität der Ausrüstung, die Beobachtungsbedingungen und die Fähigkeiten des menschlichen Auges.

Vor ungefähr 30 Jahren wurde in der wissenschaftlichen Gemeinschaft die Idee entwickelt, dass manche Menschen Augen haben, die empfindlicher für das ultraviolette Spektrum sind. Sie können dunkle Streifen und andere Formationen auf der Venus sehen. Diese Idee wurde durch ultraviolette Bilder bestätigt, die Details zeigten, die auf herkömmlichen Fotografien nicht sichtbar waren. Denken Sie auch daran, dass begeisterte Astronomen zu Selbsttäuschung neigen. In der Tat sind dunkle Details sehr subtil, so dass es viel einfacher ist, sich von ihrer Existenz zu überzeugen, als sie in der Realität zu sehen.

Es ist auch unmöglich, die Frage nach der Mindestleistung eines Teleskops zur Beobachtung von Details auf der Oberfläche der Venus eindeutig zu beantworten. Einige Astronomen können sie in einem 100-mm-Teleskop sehen, während andere versuchen, leistungsfähigere Instrumente ohne Erfolg einzusetzen. Einige Enthusiasten wenden erfolgreich gelbe, violette und blaue Filter an. Aus diesem Grund empfehlen wir Ihnen, ständig zu versuchen, interessante Merkmale der Venus zu untersuchen, Ihre Augen zu trainieren und mit der Kraft des Teleskops zu experimentieren.

Im Moment wurden mehrere Gruppen dunkler Details entwickelt:

• Radial. Dunkle Streifen, die von einem Sonnenpunkt ausstrahlen.
• Band. Dunkle Streifen parallel zueinander. Senkrecht zu den Rändern der Hörner.
• Falsch. Sie haben eine unscharfe Form.
• Amorph. Chaotische Verdunkelung ohne jegliche Form.

Hellweiße Flecken auf der Venus

Wenn Sie wissen, wie man die Venus am Himmel beobachtet, können Sie in einigen Fällen auf dem Planeten helle Flecken in der Nähe der Pole des Planeten sehen. Diese "polaren Flecken" können mehrere Tage oder Wochen lang beobachtet werden. Sie erscheinen allmählich und verschwinden auch allmählich. Sie bilden sich häufiger am Südpol, seltener - am Nordpol.

Anomalien

Schroeter-Effekt

Der Schroeter-Effekt ist ein Vorrücken oder eine Verzögerung des Dichotomiemoments um mehrere Tage (nach vorläufigen Berechnungen). Es wird in der Nähe der unteren Planeten beobachtet und ist auf die Streuung des Sonnenlichts entlang der Terminatorlinie zurückzuführen.

Aschelicht

Die Illusion, dass die Venus in Form einer schmalen Sichel dargestellt wird. In einigen Fällen können Sie ein leichtes Leuchten des verborgenen Teils der Venus beobachten.

Raue Kontur

Eine Kombination aus hellen und dunklen Details entlang der Terminatorlinie. Dies schafft die Illusion einer unebenen Landschaft. Es ist ziemlich schwierig, dieses Phänomen visuell zu bemerken. In der Astrofotografie ist es jedoch deutlich sichtbar. Auf ihnen sieht Venus aus wie ein Stück Käse, das von Mäusen an den Rändern genagt wird.

Planet Venus

Allgemeine Informationen über den Planeten Venus. Schwester der Erde

Abb. 1 Venus. Schnappschuss des MESSENGER-Geräts vom 14. Januar 2008. Bildnachweis: NASA / Labor für Angewandte Physik der Johns Hopkins University / Carnegie Institution of Washington

Die Venus ist der zweite Planet der Sonne, in Größe, Schwerkraft und Zusammensetzung unserer Erde sehr ähnlich. Gleichzeitig ist es nach Sonne und Mond das hellste Objekt am Himmel und erreicht eine Größe von -4,4.

Der Planet Venus wurde sehr gut untersucht, da mehr als ein Dutzend Raumschiffe ihn besucht haben, aber Astronomen haben noch einige Fragen. Hier sind nur einige davon:

Die erste der Fragen betrifft die Rotation der Venus: Ihre Winkelgeschwindigkeit ist genau so, dass die Venus während der unteren Konjunktion die ganze Zeit auf derselben Seite der Erde zugewandt ist. Die Gründe für diese Übereinstimmung zwischen der Rotation der Venus und der Umlaufbahn der Erde sind noch nicht klar ...

Die zweite Frage ist die Bewegungsquelle der Atmosphäre der Venus, die ein kontinuierlicher Riesenwirbel ist. Darüber hinaus ist diese Bewegung sehr kraftvoll und zeichnet sich durch erstaunliche Konstanz aus. Welche Kräfte erzeugen einen atmosphärischen Wirbel dieser Größe, ist unbekannt?

Und die letzte, dritte Frage: Gibt es Leben auf dem Planeten Venus? Tatsache ist, dass in einer Höhe von mehreren zehn Kilometern in der wolkigen Schicht der Venus Bedingungen beobachtet werden, die für das Leben von Organismen durchaus geeignet sind: nicht sehr hohe Temperatur, geeigneter Druck usw.

Es sollte angemerkt werden, dass es vor einem halben Jahrhundert noch viel mehr Fragen im Zusammenhang mit der Venus gab. Astronomen wussten nichts über die Oberfläche des Planeten, kannten nicht die Zusammensetzung seiner erstaunlichen Atmosphäre, kannten nicht die Eigenschaften seiner Magnetosphäre und vieles mehr. Aber sie wussten, wie man die Venus am Nachthimmel findet, ihre Phasen beobachtet, die mit der Bewegung des Planeten um die Sonne verbunden sind usw. Lesen Sie weiter unten, wie man solche Beobachtungen durchführt.

Beobachtung des Planeten Venus von der Erde aus

Abb. 2 Ansicht des Planeten Venus von der Erde. Bildnachweis: Carol Lakomiak

Da die Venus näher an der Sonne als an der Erde ist, scheint sie nie zu weit davon entfernt zu sein: Der maximale Winkel zwischen ihr und der Sonne beträgt 47,8 °. Aufgrund dieser Merkmale der Position am Erdhimmel erreicht die Venus kurz vor Sonnenaufgang oder einige Zeit nach Sonnenuntergang ihre maximale Helligkeit. Während 585 Tagen wechseln sich die Perioden der Abend- und Morgensichtbarkeit ab: Zu Beginn der Periode ist die Venus nur am Morgen sichtbar, dann kommt sie nach 263 Tagen der Sonne sehr nahe und ihre Helligkeit erlaubt es nicht, die zu sehen Planet für 50 Tage; Dann kommt eine Zeit der abendlichen Sichtbarkeit der Venus, die 263 Tage dauert, bis der Planet 8 Tage lang wieder verschwindet und sich zwischen der Erde und der Sonne befindet. Danach wird der Wechsel der Sichtbarkeit in derselben Reihenfolge wiederholt.

Der Planet Venus ist leicht zu erkennen, da er am Nachthimmel nach Sonne und Mond die hellste Leuchte ist und ein Maximum von -4,4 Sterngrößen erreicht. Eine Besonderheit des Planeten ist seine gleichmäßige weiße Farbe.

Abb. 3 Phasenwechsel der Venus. Gutschrift: Website

Wenn man die Venus selbst mit einem kleinen Teleskop beobachtet, kann man sehen, wie sich die Beleuchtung ihrer Scheibe im Laufe der Zeit ändert, d. H. Es gibt eine Phasenänderung, die erstmals 1610 von Galileo Galilei beobachtet wurde. Bei der nächsten Annäherung an unseren Planeten bleibt nur ein kleiner Teil der Venus geweiht und nimmt die Form einer dünnen Sichel an. Die Umlaufbahn der Venus befindet sich zu diesem Zeitpunkt in einem Winkel von 3,4 ° zur Erdumlaufbahn, so dass sie normalerweise in einem Abstand von bis zu achtzehn Solardurchmessern knapp über oder knapp unter der Sonne verläuft.

Aber manchmal gibt es eine Situation, in der sich der Planet Venus ungefähr auf derselben Linie zwischen Sonne und Erde befindet und Sie dann ein äußerst seltenes astronomisches Phänomen sehen können - den Durchgang der Venus über die Sonnenscheibe, in der sich der Planet befindet nimmt die Form eines kleinen dunklen "Flecks" mit einem Durchmesser von 1/30 Solar an.

Abb. 4 Der Durchgang der Venus über die Sonnenscheibe. Momentaufnahme des NASA-Satelliten TRACE vom 6. August 2004. Bildnachweis: NASA

Dieses Phänomen tritt in 243 Jahren ungefähr viermal auf: Zuerst werden 2 Winterpassagen mit einer Häufigkeit von 8 Jahren beobachtet, dann dauert ein Intervall von 121,5 Jahren, und zwei weitere, diesmal Sommerpassagen, treten mit derselben Häufigkeit von 8 Jahren auf. Die Wintertransite der Venus können dann erst nach 105,8 Jahren beobachtet werden.

Es sollte beachtet werden, dass, wenn die Dauer des 243-Jahres-Zyklus ein relativ konstanter Wert ist, sich die Häufigkeit zwischen Winter- und Sommerpassagen aufgrund kleiner Diskrepanzen in den Perioden der Rückkehr der Planeten zu den Punkten ihrer Umlaufbahnen ändert. Verbindung.

Bis 1518 sah die interne Sequenz der Venus-Transite wie "8-113.5-121.5" aus, und vor 546 gab es 8 Transite, deren Intervalle 121,5 Jahre betrugen. Die aktuelle Sequenz bleibt bis 2846 erhalten, danach wird sie durch eine andere ersetzt: "105.5-129.5-8".

Der letzte Transit des Planeten Venus, der 6 Stunden dauerte, wurde am 8. Juni 2004 beobachtet, der nächste wird am 6. Juni 2012 stattfinden. Dann wird es eine Pause geben, deren Ende erst im Dezember 2117 sein wird.

Geschichte der Erforschung des Planeten Venus

Abb. 5 Ruinen eines Observatoriums in der Stadt Chichen Itza (Mexiko). Quelle: wikipedia.org.

Der Planet Venus war zusammen mit Merkur, Mars, Jupiter und Saturn den Menschen der Jungsteinzeit (New Stone Age) bekannt. Der Planet war den alten Griechen, Ägyptern, Chinesen, den Bewohnern Babylons und Mittelamerikas, den Stämmen Nordaustraliens, bekannt. Aufgrund der Besonderheiten, die Venus nur morgens oder abends zu beobachten, glaubten die alten Astronomen jedoch, völlig andere Himmelsobjekte gesehen zu haben, und nannten die morgendliche Venus bei einem Namen und den Abend bei einem anderen. Also gaben die Griechen der abendlichen Venus den Namen Vesper und dem Morgen Phosphor. Die alten Ägypter gaben dem Planeten auch zwei Namen: Tayoumutiri - Morgen Venus und Oueyte - Abend. Die Maya-Indianer nannten Venus Noh Ek - "Großer Stern" oder Xux Ek - "Stern der Wespe" und konnten ihre Synodenperiode berechnen.

Die ersten Menschen, die an diesem Morgen und Abend verstanden, dass die Venus ein und derselbe Planet ist, waren die griechischen Pythagoräer. Wenig später schlug ein anderer antiker Grieche, Heraklides von Pontus, vor, dass sich Venus und Merkur um die Sonne und nicht um die Erde drehen sollten. Etwa zur gleichen Zeit gaben die Griechen dem Planeten den Namen der Göttin der Liebe und Schönheit Aphrodite.

Aber der Planet erhielt den Namen "Venus", den die modernen Menschen von den Römern kannten, die ihn nach der Schutzgöttin des gesamten römischen Volkes benannten, die in der römischen Mythologie denselben Platz einnahm wie Aphrodite auf Griechisch.

Wie Sie sehen können, beobachteten alte Astronomen nur den Planeten, berechneten gleichzeitig synodische Rotationsperioden und erstellten Karten des Sternenhimmels. Es wurden auch Versuche unternommen, die Entfernung von der Erde zur Sonne durch Beobachtung der Venus zu berechnen. Um dies zu tun, ist es notwendig, wenn der Planet unter Verwendung der Parallaxenmethode direkt zwischen Sonne und Erde wandert, die unbedeutenden Unterschiede in der Zeit des Beginns oder Endes der Passage an zwei ausreichend entfernten Punkten unseres Planeten zu messen. Der Abstand zwischen den Punkten wird ferner als Länge der Basis verwendet, um die Abstände zur Sonne und zur Venus durch die Triangulationsmethode zu bestimmen.

Historiker wissen nicht, wann Astronomen zum ersten Mal den Durchgang des Planeten Venus über die Sonnenscheibe beobachteten, aber sie kennen den Namen der Person, die einen solchen Durchgang zum ersten Mal vorhergesagt hat. Es war der deutsche Astronom Johannes Kepler, der den Durchgang von 1631 vorhersagte. Im vorhergesagten Jahr hat jedoch aufgrund einer gewissen Ungenauigkeit der Kepler-Prognose niemand die Passage in Europa beobachtet ...

Abb. 6 Jerome Horrocks beobachtet den Durchgang des Planeten Venus über die Sonnenscheibe. Quelle: wikipedia.org.

Ein anderer Astronom, Jerome Horrocks, der Keplers Berechnungen verfeinert hatte, fand die genauen Wiederholungsperioden der Passagen heraus, und am 4. Dezember 1639 konnte er von seinem Haus in Mach Hoole in England aus den Durchgang der Venus persönlich sehen die Scheibe der Sonne.

Mit einem einfachen Teleskop projizierte Horrocks die Sonnenscheibe auf ein Brett, auf dem die Augen des Betrachters sicher alles sehen konnten, was vor dem Hintergrund der Sonnenscheibe geschah. Und um 15 Stunden 15 Minuten, nur eine halbe Stunde vor Sonnenuntergang, sah Horrocks endlich die vorhergesagte Passage. Mit Hilfe der Beobachtungen versuchte der englische Astronom, die Entfernung von der Erde zur Sonne zu schätzen, die sich als 95,6 Millionen km herausstellte.

Im Jahr 1667 unternahm Giovanni Domenico Cassini den ersten Versuch, die Rotationsperiode der Venus um ihre Achse zu bestimmen. Der Wert, den er erhielt, war sehr weit vom tatsächlichen Wert entfernt und betrug 23 Stunden und 21 Minuten. Dies lag daran, dass die Venus nur einmal am Tag und nur für mehrere Stunden beobachtet werden musste. Cassini richtete sein Teleskop mehrere Tage lang auf den Planeten und sah immer das gleiche Bild. Er kam zu dem Schluss, dass der Planet Venus eine vollständige Revolution um seine Achse gemacht hat.

Nach den Beobachtungen von Horrocks und Cassini, die Keplers Berechnungen kannten, freuten sich Astronomen auf der ganzen Welt auf die nächste Gelegenheit, den Venustransit zu beobachten. Und diese Gelegenheit bot sich ihnen 1761. Unter den Astronomen, die die Beobachtungen durchführten, befand sich unser russischer Wissenschaftler Michail Wassiljewitsch Lomonossow, der entdeckte, wann der Planet in die Sonnenscheibe eintrat und wann er sie verließ, einen hellen Ring um die dunkle Scheibe der Venus. Lomonosov erklärte das beobachtete Phänomen, das später nach ihm benannt wurde ("Lomonosov-Phänomen"), durch das Vorhandensein einer Atmosphäre auf der Venus, in der die Sonnenstrahlen gebrochen wurden.

Nach 8 Jahren wurden die Beobachtungen vom englischen Astronomen William Herschel und dem deutschen Astronomen Johann Schroeter fortgesetzt und die venusianische Atmosphäre erneut "entdeckt".

In den 60er Jahren des 19. Jahrhunderts begannen Astronomen, die Zusammensetzung der entdeckten Atmosphäre der Venus herauszufinden und zunächst das Vorhandensein von Sauerstoff und Wasserdampf mithilfe der Spektralanalyse zu bestimmen. Es wurde jedoch weder Sauerstoff noch Wasserdampf gefunden. Einige Zeit später, bereits im 20. Jahrhundert, wurden die Versuche, die "Gase des Lebens" zu finden, wieder aufgenommen: Beobachtungen und Untersuchungen wurden von A. A. Belopolsky in Pulkovo (Russland) und Vesto Melvin Slifer in Flagstaff (USA) durchgeführt.

Im gleichen XIX Jahrhundert. Der italienische Astronom Giovanni Schiaparelli versuchte erneut, die Rotationsperiode der Venus um ihre Achse zu bestimmen. Unter der Annahme, dass die Zirkulation der Venus zur Sonne immer mit ihrer sehr langsamen Rotation verbunden ist, setzte er die Rotationsperiode um die Achse auf 225 Tage, was 18 Tage weniger war als die tatsächliche.

Abb. 7 Mount Wilson Observatory. Bildnachweis: MWOA

1923 begannen Edison Pettit und Seth Nicholson am Mount Wilson Observatory am Mount Wilson in Kalifornien (USA) mit der Messung der Temperatur der oberen Venuswolken, die anschließend von vielen Wissenschaftlern durchgeführt wurden. Neun Jahre später zeichneten die amerikanischen Astronomen W. Adams und T. Denham am selben Observatorium drei Banden im Spektrum der Venus auf, die zu Kohlendioxid (CO 2) gehören. Die Intensität der Banden ließ den Schluss zu, dass die Menge dieses Gases in der Atmosphäre der Venus um ein Vielfaches höher ist als sein Gehalt in der Erdatmosphäre. In der venusianischen Atmosphäre wurden keine anderen Gase gefunden.

1955 maßen William Sinton und John Strong (USA) die Temperatur der Wolkenschicht der Venus, die sich als -40 ° C herausstellte und in der Nähe der Pole des Planeten sogar noch niedriger war.

Zusätzlich zu den Amerikanern haben die sowjetischen Wissenschaftler N.P. Barabashov, V.V. Sharonov und V.I. Ezersky, französischer Astronom B. Lyot. Ihre Studien sowie die von Sobolev entwickelte Theorie der Lichtstreuung durch dichte Planetenatmosphären zeigten, dass die Partikelgröße der Venuswolken etwa einen Mikrometer beträgt. Die Wissenschaftler mussten nur die Natur dieser Partikel herausfinden und die gesamte Dicke der Wolkenschicht der Venus und nicht nur ihre obere Grenze genauer untersuchen. Und dafür war es notwendig, interplanetare Stationen auf den Planeten zu schicken, die später von Wissenschaftlern und Ingenieuren der UdSSR und der USA geschaffen wurden.

Das erste Raumschiff, das auf den Planeten Venus abgefeuert wurde, war "Venus-1". Diese Veranstaltung fand am 12. Februar 1961 statt. Nach einiger Zeit ging jedoch die Kommunikation mit dem Raumschiff verloren und Venera-1 betrat die Umlaufbahn des Sonnensatelliten.

Fig. 8 "Venus-4". Bildnachweis: NSSDC

Abb. 9 "Venus-5". Bildnachweis: NSSDC

Der nächste Versuch war ebenfalls erfolglos: Das Raumschiff Venera-2 flog in einer Entfernung von 24.000 km. vom Planeten. Nur die 1965 von der Sowjetunion gestartete Venera-3 konnte dem Planeten relativ nahe kommen und sogar auf seiner Oberfläche landen, was durch ein speziell entwickeltes Abstiegsfahrzeug erleichtert wurde. Aufgrund des Ausfalls des Steuerungssystems der Station wurden jedoch keine Daten zur Venus empfangen.

2 Jahre später, am 12. Juni 1967, machte sich Venera-4 auf den Weg zum Planeten, ebenfalls ausgestattet mit einem Abstiegsfahrzeug, dessen Zweck es war, die physikalischen Eigenschaften und die chemische Zusammensetzung der venusianischen Atmosphäre unter Verwendung von 2 Widerstandsthermometern, einem Luftdruckmesser, zu untersuchen Sensor, ein Ionisations-Atmosphärendichtemessgerät und 11 Patronen. Gasanalysatoren. Das Gerät erfüllte seinen Zweck, indem es das Vorhandensein einer großen Menge Kohlendioxid, ein schwaches Magnetfeld um den Planeten und das Fehlen von Strahlungsgürteln feststellte.

1969 gingen im Abstand von nur 5 Tagen 2 interplanetare Stationen mit den Seriennummern 5 und 6 gleichzeitig zur Venus.

Ihre Abstiegsfahrzeuge, die mit Funksendern, Funkhöhenmessern und anderen wissenschaftlichen Geräten ausgestattet waren, übermittelten während des Abstiegs Informationen über Druck, Temperatur, Dichte und chemische Zusammensetzung der Atmosphäre. Es stellte sich heraus, dass der Druck der venusianischen Atmosphäre 27 Atmosphären erreicht; es konnte nicht herausgefunden werden, ob es den angegebenen Wert überschreiten konnte: Die Abstiegsfahrzeuge für höheren Druck wurden einfach nicht berechnet. Die Temperatur der venusianischen Atmosphäre während des Abstiegs des Raumfahrzeugs lag zwischen 25 ° und 320 ° C. Die Atmosphäre wurde von Kohlendioxid mit einer kleinen Menge Stickstoff, Sauerstoff und einer Beimischung von Wasserdampf dominiert.

Fig. 10 "Mariner-2". Bildnachweis: NASA / JPL

Neben dem Raumschiff der Sowjetunion befassten sich amerikanische Raumschiffe der "Mariner" -Serie mit der Untersuchung des Planeten Venus, von denen das erste mit der Seriennummer 2 (Nummer 1 beim Start abgestürzt) im Dezember am Planeten vorbeiflog 1962, nachdem er die Temperatur seiner Oberfläche bestimmt hatte. In ähnlicher Weise erkundete ein anderes amerikanisches Raumschiff, Mariner 5, die Venus, als es 1967 am Planeten vorbeiflog. Bei der Durchführung seines Programms bestätigte der fünfte mit der Nummer "Mariner" die Prävalenz von Kohlendioxid in der Atmosphäre der Venus und stellte fest, dass der Druck in der Dicke dieser Atmosphäre 100 Atmosphären erreichen kann und die Temperatur - 400 ° C beträgt.

Es sei darauf hingewiesen, dass das Studium des Planeten Venus in den 60er Jahren. kam von der Erde. Mit Hilfe von Radarmethoden haben amerikanische und sowjetische Astronomen festgestellt, dass die Rotation der Venus umgekehrt ist und die Rotationsperiode der Venus ~ 243 Tage beträgt.

Am 15. Dezember 1970 erreichte das Raumschiff Venera-7 erstmals die Oberfläche des Planeten und übermittelte nach 23-minütiger Arbeit Daten über die Zusammensetzung der Atmosphäre, die Temperatur seiner verschiedenen Schichten sowie den Druck, der dementsprechend zu den Ergebnissen der Messungen war gleich 90 Atmosphären.

Eineinhalb Jahre später, im Juli 1972, landete ein weiteres sowjetisches Raumschiff auf der Oberfläche der Venus.

Mit Hilfe wissenschaftlicher Geräte, die am Abstiegsfahrzeug installiert waren, wurde die Beleuchtung auf der Oberfläche der Venus mit 350 ± 150 Lux (wie auf der Erde an einem wolkigen Tag) und die Dichte der Oberflächengesteine \u200b\u200bmit 1,4 g / cm gemessen 3. Es wurde festgestellt, dass die Wolken der Venus in einer Höhe von 48 bis 70 km liegen, eine Schichtstruktur aufweisen und aus Tröpfchen von 80% iger Schwefelsäure bestehen.

Im Februar 1974 flog Mariner-10 an der Venus vorbei und fotografierte 8 Tage lang ihre Wolkendecke, um die Dynamik der Atmosphäre zu untersuchen. Basierend auf den erhaltenen Bildern war es möglich, die Rotationsperiode der venusianischen Wolkenschicht gleich 4 Tagen zu bestimmen. Es stellte sich auch heraus, dass diese Drehung vom Nordpol des Planeten aus gesehen im Uhrzeigersinn erfolgt.

Abb.11 Das Abstiegsfahrzeug Venera-10. Bildnachweis: NSSDC

Einige Monate später, am 74. Oktober, landeten sowjetische Raumschiffe mit den Seriennummern 9 und 10 auf der Oberfläche der Venus. Nachdem sie 2200 km voneinander entfernt gelandet waren, sendeten sie die ersten Panoramen der Oberfläche an den Landeplätzen auf die Erde. Innerhalb einer Stunde übermittelten die Abstiegsfahrzeuge wissenschaftliche Informationen von der Oberfläche an Raumfahrzeuge, die auf die Umlaufbahnen künstlicher Satelliten der Venus übertragen und an die Erde weitergeleitet wurden.

Es sei darauf hingewiesen, dass die Sowjetunion nach den Flügen von "Venus-9 und 10" alle Raumschiffe dieser Serie paarweise startete: Zuerst wurde ein Raumschiff auf den Planeten geschickt, dann mit einem minimalen Zeitintervall - ein anderes.

Im September 1978 gingen Venera-11 und Venera-12 zur Venus. Am 25. Dezember desselben Jahres erreichten ihre Abstiegsfahrzeuge die Oberfläche des Planeten, machten eine Reihe von Fotos und sendeten einige davon auf die Erde. Zum Teil, weil eines der Abstiegsfahrzeuge die Schutzkammerabdeckungen nicht geöffnet hat.

Während des Abstiegs des Raumfahrzeugs wurden elektrische Entladungen in der Atmosphäre der Venus aufgezeichnet, die äußerst stark und häufig waren. So erkannte eines der Geräte 25 Entladungen pro Sekunde, das andere - ungefähr tausend - und einer der Donnerschläge dauerte 15 Minuten. Laut Astronomen waren elektrische Entladungen mit aktiver vulkanischer Aktivität an den Abstiegsorten von Raumfahrzeugen verbunden.

Etwa zur gleichen Zeit wurde die Untersuchung der Venus bereits von dem am 20. Mai 1978 gestarteten Raumschiff der amerikanischen Serie Pioneer-Venera-1 durchgeführt.

Nachdem das Gerät am 4. Dezember eine 24-Stunden-elliptische Umlaufbahn um den Planeten betreten hatte, führte es anderthalb Jahre lang eine Radarkartierung der Oberfläche durch und untersuchte die Magnetosphäre, Ionosphäre und Wolkenstruktur der Venus.

Abb. 12 "Pioneer-Venus-1". Bildnachweis: NSSDC

Nach dem ersten "Pionier" ging der zweite zur Venus. Es geschah am 8. August 1978. Am 16. November trennten sich das erste und größte der Abstiegsfahrzeuge vom Fahrzeug, 4 Tage später trennten sich 3 weitere Abstiegsfahrzeuge. Am 9. Dezember traten alle vier Module in die Atmosphäre des Planeten ein.

Basierend auf den Ergebnissen der Untersuchung der Pioneer-Venera-2-Abstiegsfahrzeuge wurde die Zusammensetzung der venusianischen Atmosphäre bestimmt, wodurch festgestellt wurde, dass die Konzentration von Argon-36 und Argon-38 darin 50- beträgt. 500-mal höher als die Konzentration dieser Gase in der Erdatmosphäre. Die Atmosphäre besteht hauptsächlich aus Kohlendioxid mit geringen Mengen an Stickstoff und anderen Gasen. Unter den Wolken des Planeten wurden Spuren von Wasserdampf und eine unerwartet hohe Konzentration an molekularem Sauerstoff gefunden.

Wie sich herausstellte, besteht dieselbe Wolkenschicht aus mindestens drei genau definierten Schichten.

Die obere, in einer Höhe von 65-70 km gelegen, enthält Tropfen konzentrierter Schwefelsäure. Die anderen 2 Schichten haben ungefähr die gleiche Zusammensetzung, mit dem einzigen Unterschied, dass größere Schwefelpartikel in der untersten der Schichten überwiegen. In Höhen unter 30 km. Die Atmosphäre der Venus ist relativ transparent.

Während des Abstiegs führten die Geräte Temperaturmessungen durch, die den kolossalen Treibhauseffekt auf der Venus bestätigten. Wenn also in Höhen von etwa 100 km die Temperatur -93 ° C betrug, dann betrug sie an der oberen Grenze der Wolken -40 ° C und stieg dann weiter an und erreichte 470 ° C an der Oberfläche ...

Von Oktober bis November 1981 starteten "Venera-13" und "Venera-14" im Abstand von 5 Tagen, deren Abstiegsfahrzeuge im März bereits am 82. die Oberfläche des Planeten erreichten und Panoramabilder von Landeplätzen an sendeten Erde, auf der der gelbgrüne venusianische Himmel sichtbar war, und nach Untersuchung der Zusammensetzung des venusianischen Bodens, in dem sie fanden: Kieselsäure (bis zu 50% der Gesamtmasse des Bodens), Aluminiumalaun (16%), Magnesiumoxide (11%), Eisen, Kalzium und andere Elemente. Mit Hilfe eines auf "Venus-13" installierten Tonaufzeichnungsgeräts hörten Wissenschaftler zum ersten Mal die Geräusche eines anderen Planeten, nämlich Donnerschläge.

Abb.13 Oberfläche des Planeten Venus. Eine Momentaufnahme des Raumfahrzeugs Venera-13 vom 1. März 1982. Bildnachweis: NSSDC

Am 2. Juni 1983 ging die AMS (automatische interplanetare Station) "Venera-15" zum Planeten Venus, der am 10. Oktober desselben Jahres in die polare Umlaufbahn um den Planeten eintrat. Am 14. Oktober wurde Venera-16 in die Umlaufbahn gebracht, 5 Tage später. Beide Stationen wurden entwickelt, um das venusianische Relief mit an Bord installierten Radargeräten zu erkunden. Nachdem die Stationen mehr als acht Monate zusammengearbeitet hatten, erhielten sie ein Bild der Oberfläche des Planeten in einem weiten Gebiet: vom Nordpol bis zu ~ 30 ° nördlicher Breite. Als Ergebnis der Verarbeitung dieser Daten wurde eine detaillierte Karte der nördlichen Hemisphäre der Venus auf 27 Blättern erstellt und der erste Atlas des Reliefs des Planeten veröffentlicht, der jedoch nur 25% seiner Oberfläche bedeckte. Auf der Grundlage der Materialien der Raumfahrzeugvermessungen erstellten sowjetische und amerikanische Kartographen im Rahmen des ersten internationalen Projekts zur außerirdischen Kartographie, das unter der Schirmherrschaft der Akademie der Wissenschaften und der NASA durchgeführt wurde, gemeinsam eine Reihe von drei Vermessungskarten des Nordens Venus. Die Präsentation dieser Kartenserie mit dem Titel "Magellan Flight Planning Kit" fand im Sommer 1989 auf dem Internationalen Geologischen Kongress in Washington statt.

Abb.14 Abstiegsmodul АМС "Vega-2". Bildnachweis: NSSDC

Nach "Venus" wurde das Studium des Planeten vom sowjetischen AMS der "Vega" -Serie fortgesetzt. Es gab zwei dieser Fahrzeuge: "Vega-1" und "Vega-2", die mit einem Unterschied von 6 Tagen 1984 zur Venus starteten. Sechs Monate später näherten sich die Fahrzeuge dem Planeten, dann trennten sich die Abstiegsmodule von ihnen, die sich nach dem Eintritt in die Atmosphäre ebenfalls in Landemodule und Ballonsonden aufteilten.

Nachdem 2 Ballonsonden ihre Fallschirmschalen mit Helium gefüllt hatten, trieben sie in einer Höhe von etwa 54 km in verschiedenen Hemisphären des Planeten und übermittelten zwei Tage lang Daten, nachdem sie in dieser Zeit etwa 12.000 km geflogen waren. Die durchschnittliche Geschwindigkeit, mit der die Sonden diesen Weg flogen, betrug 250 km / h, was durch die starke globale Rotation der Atmosphäre der Venus erleichtert wurde.

Die Daten der Sonden zeigten das Vorhandensein sehr aktiver Prozesse in der Wolkenschicht, die durch starke aufsteigende und absteigende Ströme gekennzeichnet sind.

Als die Sonde "Vega-2" im Gebiet von Aphrodite über eine Höhe von 5 km flog, fiel sie in ein Luftloch, das um 1,5 km stark abfiel. Beide Sonden erkannten auch Blitzentladungen.

Der Lander führte während des Abstiegs eine Untersuchung der Wolkenschicht und der chemischen Zusammensetzung der Atmosphäre durch. Nach einer sanften Landung in der Rusalka-Ebene begannen sie mit der Analyse des Bodens durch Messung der Röntgenfluoreszenzspektren. An beiden Stellen, an denen die Module landeten, fanden sie Gesteine \u200b\u200bmit relativ geringen Konzentrationen natürlicher radioaktiver Elemente.

Während der Schwerkraftunterstützungsmanöver 1990 flog das Raumschiff Galileo (Galileo) an der Venus vorbei, von der das NIMS-Infrarotspektrometer entnommen wurde, wodurch sich herausstellte, dass das 02-µm-Signal bei den Wellenlängen 1,1, 1,18 und 1 korreliert Bei der Oberflächentopographie gibt es für die entsprechenden Frequenzen „Fenster“, durch die die Oberfläche des Planeten sichtbar ist.

Abb.15 Laden der interplanetaren Station "Magellan" in den Frachtraum des Raumfahrzeugs "Atlantis". Bildnachweis: JPL

Ein Jahr zuvor, am 4. Mai 1989, ging die interplanetare Station Magellan der NASA zum Planeten Venus, der nach seiner Arbeit bis Oktober 1994 Fotos von fast der gesamten Oberfläche des Planeten erhielt und gleichzeitig eine Reihe von Experimenten durchführte.

Die Umfrage wurde bis September 1992 durchgeführt und umfasste 98% der Planetenoberfläche. Nachdem das Raumschiff im August 1990 eine längliche polare Umlaufbahn um die Venus mit Höhen von 295 bis 8500 km und einer Umlaufzeit von 195 Minuten betreten hatte, kartierte es bei jeder Annäherung an den Planeten einen schmalen Streifen mit einer Breite von 17 bis 28 km und einer Länge von etwa 70.000 km. Insgesamt gab es 1800 solcher Bands.

Da der Magellan wiederholt viele Bereiche aus verschiedenen Blickwinkeln filmte, war es möglich, ein dreidimensionales Modell der Oberfläche zu erstellen und mögliche Veränderungen in der Landschaft zu untersuchen. Das Stereobild wurde für 22% der venusianischen Oberfläche erhalten. Zusätzlich wurden zusammengestellt: eine Karte der Höhen der Oberfläche der Venus, die mit einem Höhenmesser (Höhenmesser) erhalten wurde, und eine Karte der elektrischen Leitfähigkeit ihrer Gesteine.

Nach den Ergebnissen der Bilder, in denen Details mit einer Größe von bis zu 500 m leicht zu unterscheiden waren, wurde festgestellt, dass die Oberfläche des Planeten Venus hauptsächlich von hügeligen Ebenen besetzt ist und für geologische Verhältnisse relativ jung ist - etwa 800 Millionen Jahre . Es gibt relativ wenige Meteoritenkrater an der Oberfläche, aber häufig werden Spuren vulkanischer Aktivität gefunden.

Von September 1992 bis Mai 1993 untersuchte Magellan das Gravitationsfeld der Venus. Während dieser Zeit führte er kein Oberflächenradar durch, sondern sendete ein konstantes Funksignal zur Erde. Durch Ändern der Frequenz des Signals konnten die geringsten Änderungen der Fahrzeuggeschwindigkeit (der sogenannte Doppler-Effekt) festgestellt werden, wodurch alle Merkmale des Gravitationsfeldes des Planeten sichtbar wurden.

Im Mai begann "Magellan" sein erstes Experiment: die praktische Anwendung der Technologie des atmosphärischen Bremsens, um die zuvor erhaltenen Informationen über das Gravitationsfeld der Venus zu klären. Zu diesem Zweck wurde der Tiefpunkt der Umlaufbahn leicht abgesenkt, so dass das Gerät die obere Atmosphäre berührt und die Umlaufbahnparameter ändert, ohne Kraftstoff zu verbrauchen. Im August verlief die Umlaufbahn von "Magellan" in einer Höhe von 180-540 km mit einer Umlaufzeit von 94 Minuten. Basierend auf den Ergebnissen aller Messungen wurde eine "Schwerkraftkarte" erstellt, die 95% der Oberfläche der Venus abdeckt.

Schließlich wurde im September 1994 ein abschließendes Experiment durchgeführt, mit dem die obere Atmosphäre untersucht werden sollte. Die Sonnenkollektoren des Fahrzeugs wurden wie die Blätter einer Windmühle eingesetzt, und die Umlaufbahn des Magellan wurde abgesenkt. Dies ermöglichte es, Informationen über das Verhalten von Molekülen in den obersten Schichten der Atmosphäre zu erhalten. Am 11. Oktober wurde die Umlaufbahn zum letzten Mal abgesenkt, und am 12. Oktober ging beim Eintritt in die dichten Schichten der Atmosphäre die Kommunikation mit dem Raumschiff verloren.

Während seiner Arbeit machte "Magellan" mehrere tausend Umlaufbahnen um die Venus und fotografierte den Planeten dreimal mit seitlich gerichteten Radargeräten.

Abb.16 Zylinderkarte der Oberfläche des Planeten Venus, zusammengestellt aus Bildern der interplanetaren Station "Magellan". Bildnachweis: NASA / JPL

Nach dem Flug von "Magellan" für lange 11 Jahre in der Geschichte des Studiums der Venus mit Raumfahrzeugen gab es eine Pause. Das Programm der interplanetaren Forschung der Sowjetunion wurde eingeschränkt, die Amerikaner wechselten zu anderen Planeten, vor allem zu den Gasriesen: Jupiter und Saturn. Und erst am 9. November 2005 sandte die Europäische Weltraumorganisation (ESA) ein Raumschiff der neuen Generation Venus Express an Venus, das auf derselben Plattform wie Mars Express zwei Jahre zuvor gestartet wurde.

Abb. 17 Venus Express. Bildnachweis: ESA

5 Monate nach dem Start, am 11. April 2006, erreichte das Gerät den Planeten Venus, trat bald in eine stark verlängerte elliptische Umlaufbahn ein und wurde zu seinem künstlichen Satelliten. Am entferntesten Punkt der Umlaufbahn vom Zentrum des Planeten (Apozentrum) ging der Venus Express 220.000 Kilometer von der Venus entfernt und am nächsten (Perizentrum) in einer Höhe von nur 250 Kilometern von der Oberfläche des Planeten.

Nach einer Weile wurde die Venus Express-Periapsis dank subtiler Umlaufbahnkorrekturen noch tiefer abgesenkt, wodurch das Fahrzeug in die obersten Schichten der Atmosphäre eindringen konnte und aufgrund der aerodynamischen Reibung immer wieder leicht, aber sicher langsamer wurde die Geschwindigkeit, um die Höhe des Apozentrums zu senken. Infolgedessen erhielten die Parameter der Umlaufbahn, die zirkumpolar wurden, die folgenden Parameter: Die Höhe des Apozentrums beträgt 66.000 Kilometer, die Höhe des Perizentrums beträgt 250 Kilometer und die Umlaufzeit des Apparats beträgt 24 Stunden.

Die Parameter der nahezu polaren Arbeitsbahn von "Venus Express" wurden nicht zufällig ausgewählt. Daher ist die Zirkulationsdauer von 24 Stunden für die regelmäßige Kommunikation mit der Erde günstig: Nach der Annäherung an den Planeten sammelt das Gerät wissenschaftliche Informationen und danach Wenn Sie sich davon entfernen, führt es eine 8-stündige Kommunikationssitzung durch, die einmal vor 250 MB an Informationen übertragen wird. Ein weiteres wichtiges Merkmal der Umlaufbahn ist ihre Rechtwinkligkeit zum Äquator der Venus, weshalb das Gerät die Polarregionen des Planeten detailliert untersuchen kann.

Beim Betreten einer nahezu polaren Umlaufbahn kam es zu einer störenden Störung des Geräts: Das PFS-Spektrometer zur Untersuchung der chemischen Zusammensetzung der Atmosphäre war außer Betrieb oder eher ausgeschaltet. Wie sich herausstellte, war der Spiegel verklemmt, was den "Blick" des Geräts von der Referenzquelle (an Bord der Sonde) auf den Planeten lenken sollte. Nach mehreren Versuchen, den Fehler zu umgehen, konnten die Ingenieure den Spiegel um 30 Grad drehen, aber dies reichte nicht aus, damit das Gerät funktionierte, und am Ende musste es ausgeschaltet werden.

Am 12. April machte das Gerät erstmals Fotos vom zuvor nicht fotografierten Südpol der Venus. Diese ersten Fotos, die mit dem VIRTIS-Spektrometer aus einer Höhe von 206.452 Kilometern über der Oberfläche aufgenommen wurden, zeigten einen dunklen Trichter, ähnlich einer ähnlichen Formation über dem Nordpol des Planeten.

Abb. 18 Wolken über der Oberfläche der Venus. Bildnachweis: ESA

Am 24. April nahm die VMC-Kamera eine Reihe von ultravioletten Bildern der venusianischen Wolkendecke auf, was mit einer signifikanten Absorption dieser Strahlung in der Atmosphäre des Planeten von 50 Prozent verbunden ist. Nach dem Einrasten in das Gitter wurde ein Mosaikbild erhalten, das einen signifikanten Bereich der Wolken abdeckte. Bei der Analyse dieses Bildes wurden kontrastarme Bandstrukturen identifiziert, die das Ergebnis der Einwirkung starker Winde sind.

Einen Monat nach der Ankunft - am 6. Mai um 23 Uhr 49 Minuten Moskauer Zeit (19:49 UTC) trat Venus Express mit einer Umlaufzeit von 18 Stunden in seine permanente Arbeitsumlaufbahn ein.

Am 29. Mai führte die Station eine Infrarotuntersuchung der Südpolregion durch und fand einen Wirbel von sehr unerwarteter Form: mit zwei "Ruhezonen", die eng miteinander verbunden sind. Nachdem die Wissenschaftler das Bild genauer untersucht hatten, kamen sie zu dem Schluss, dass sich zwei verschiedene Strukturen vor ihnen befinden, die in unterschiedlichen Höhen liegen. Wie stabil diese atmosphärische Formation ist, ist noch nicht klar.

Am 29. Juli machte VIRTIS 3 Bilder von der Atmosphäre der Venus, aus denen ein Mosaik gemacht wurde, das seine komplexe Struktur zeigt. Die Bilder wurden im Abstand von etwa 30 Minuten aufgenommen und fielen an den Rändern nicht merklich zusammen, was auf die hohe Dynamik der venusianischen Atmosphäre hinweist, die mit Hurrikanwinden verbunden ist, die mit einer Geschwindigkeit von über 100 m / s wehen.

Ein anderes auf Venus Express installiertes Spektrometer, SPICAV, stellte fest, dass Wolken in der Atmosphäre der Venus in Form von dichtem Nebel und bis zu 105 Kilometern Höhe, jedoch in Form eines transparenteren Dunstes, bis zu 90 Kilometer hoch werden können. Zuvor zeichneten andere Raumschiffe Wolken nur bis zu 65 Kilometer über der Oberfläche auf.

Mithilfe der SOIR-Einheit als Teil des SPICAV-Spektrometers entdeckten die Wissenschaftler außerdem "schweres" Wasser in der Atmosphäre der Venus, das Atome des schweren Isotops von Wasserstoff - Deuterium enthält. Gewöhnliches Wasser in der Atmosphäre des Planeten reicht aus, um seine gesamte Oberfläche mit einer 3-Zentimeter-Schicht zu bedecken.

Wenn Sie den Prozentsatz von "schwerem Wasser" zu normalem Wasser kennen, können Sie übrigens die Dynamik des Wasserhaushalts der Venus in Vergangenheit und Gegenwart abschätzen. Basierend auf diesen Daten wurde vermutet, dass in der Vergangenheit ein Ozean mit einer Tiefe von mehreren hundert Metern auf dem Planeten existieren könnte.

Ein weiteres wichtiges wissenschaftliches Instrument, das auf dem Venera Express installiert ist, der ASPERA-Plasmaanalysator, zeichnete die hohe Austrittsrate von Materie aus der Atmosphäre der Venus auf und verfolgte auch die Flugbahnen anderer Partikel, insbesondere Heliumionen, die solaren Ursprungs sind.

"Venus Express" ist bis heute in Betrieb, obwohl die geschätzte Dauer der Mission des Apparats direkt auf dem Planeten 486 Erdentage betrug. Aber die Mission könnte verlängert werden, wenn die Ressourcen der Station es erlauben, für den gleichen Zeitraum, der anscheinend passiert ist.

Gegenwärtig entwickelt Russland bereits ein grundlegend neues Raumschiff - die interplanetare Station Venera-D, die für eine detaillierte Untersuchung der Atmosphäre und der Oberfläche der Venus vorgesehen ist. Es wird erwartet, dass die Station 30 Tage, möglicherweise länger, auf der Oberfläche des Planeten arbeiten kann.

Auf der anderen Seite des Ozeans, in den Vereinigten Staaten, hat Global Aerospace auf Ersuchen der NASA kürzlich begonnen, ein Projekt zur Erforschung der Venus mit einem sogenannten Ballon zu entwickeln. "Controlled Aerial Exploration Robot" oder DARE.

Es wird angenommen, dass der DARE-Ballon mit einem Durchmesser von 10 m in der Wolkenschicht des Planeten in einer Höhe von 55 km kreuzen wird. Die Höhe und Richtung von DARE wird von einem Stratoplane gesteuert, das wie ein kleines Flugzeug aussieht.

Eine Gondel mit Fernsehkameras und mehreren Dutzend kleinen Sonden wird sich auf dem Kabel unter dem Ballon befinden, das in interessierenden Bereichen auf die Oberfläche fallen gelassen wird, um die chemische Zusammensetzung verschiedener geologischer Strukturen auf der Oberfläche des Planeten zu beobachten und zu untersuchen. Diese Gebiete werden auf der Grundlage einer detaillierten Übersicht über das Gebiet ausgewählt.

Die Dauer der Ballonmission beträgt sechs Monate bis zu einem Jahr.

Orbitalbewegung und Rotation der Venus

Abb. 19 Entfernung von den Erdplaneten zur Sonne. Bildnachweis: Lunar and Planetary Institute

Um die Sonne bewegt sich der Planet Venus in einer Nähe einer kreisförmigen Umlaufbahn, die in einem Winkel von 3 ° 23 "39" "zur Ebene der Ekliptik geneigt ist. Die Exzentrizität der venusianischen Umlaufbahn ist die kleinste im Sonnensystem und ist nur 0,0068. Daher bleibt die Entfernung vom Planeten zur Sonne immer ungefähr gleich und beträgt 108,21 Millionen km. Die Entfernung zwischen Venus und Erde variiert jedoch und in weiten Grenzen: von 38 bis 258 Millionen km.

In seiner Umlaufbahn zwischen den Umlaufbahnen von Merkur und der Erde bewegt sich der Planet Venus mit einer Durchschnittsgeschwindigkeit von 34,99 km / s und einer Sternzeit von 224,7 Erdentagen.

Die Venus dreht sich viel langsamer um ihre Achse als im Orbit: Die Erde hat Zeit, sich 243 Mal zu drehen, und die Venus nur 1. Die Rotationsperiode um seine Achse beträgt 243.0183 Erdentage.

Darüber hinaus erfolgt diese Rotation nicht wie alle anderen Planeten außer Uranus von West nach Ost, sondern von Ost nach West.

Die umgekehrte Rotation des Planeten Venus führt dazu, dass der Tag auf ihm 58 Erdtage dauert, dieselbe Nacht dauert und die Dauer der venusianischen Tage 116,8 Erdentage beträgt, so dass Sie während des venusianischen Jahres nur 2 Anstiege sehen können und 2 Sätze der Sonne, und der Aufstieg wird im Westen stattfinden und im Osten untergehen.

Die Rotationsgeschwindigkeit des Festkörpers der Venus kann nur durch Radar sicher bestimmt werden, da die durchgehende Wolkendecke seine Oberfläche vor dem Betrachter verbirgt. Zum ersten Mal wurde 1957 eine Radarreflexion von der Venus erhalten, und zunächst wurden Funkimpulse an die Venus gesendet, um die Entfernung zur Verfeinerung der astronomischen Einheit zu messen.

In den 1980er Jahren begannen die USA und die UdSSR, die Ausbreitung des reflektierten Impulses in der Frequenz ("das Spektrum des reflektierten Impulses") und die Zeitverzögerung zu untersuchen. Frequenzunschärfe erklärt sich durch die zeitliche Verschiebung des Planeten (Doppler-Effekt) - durch unterschiedliche Abstände zum Zentrum und zu den Rändern der Scheibe. Diese Untersuchungen wurden hauptsächlich an Radiowellen im Dezimeterbereich durchgeführt.

Neben der Tatsache, dass die Rotation der Venus umgekehrt ist, hat sie ein weiteres sehr interessantes Merkmal. Die Winkelgeschwindigkeit dieser Rotation (2,99 10 -7 rad / s) ist genau so, dass die Venus während der unteren Konjunktion die ganze Zeit mit derselben Seite zur Erde zeigt. Die Gründe für diese Übereinstimmung zwischen der Rotation der Venus und der Umlaufbahn der Erde sind noch nicht klar ...

Nehmen wir zum Schluss an, dass die Neigung der Äquatorialebene der Venus zur Ebene ihrer Umlaufbahn 3 ° nicht überschreitet, weshalb saisonale Veränderungen auf dem Planeten unbedeutend sind und es überhaupt keine Jahreszeiten gibt.

Die innere Struktur des Planeten Venus

Die durchschnittliche Dichte der Venus ist eine der höchsten im Sonnensystem: 5,24 g / cm 3, was nur 0,27 g weniger ist als die Dichte der Erde. Die Massen und Volumina beider Planeten sind ebenfalls sehr ähnlich, mit dem Unterschied, dass die Parameter der Erde etwas größer sind: Die Masse beträgt das 1,2-fache, das Volumen das 1,15-fache.

Abb.20 Die innere Struktur des Planeten Venus. Bildnachweis: NASA

Basierend auf den betrachteten Parametern beider Planeten können wir schließen, dass ihre interne Struktur ähnlich ist. Und tatsächlich: Die Venus besteht wie die Erde aus drei Schichten: Kruste, Mantel und Kern.

Die oberste Schicht ist die etwa 16 km dicke Venuskruste. Die Kruste besteht aus Basalten mit einer geringen Dichte - etwa 2,7 g / cm 3 - und entsteht durch das Ausgießen von Lava auf die Oberfläche des Planeten. Dies ist wahrscheinlich der Grund, warum die Venuskruste ein relativ kleines geologisches Alter hat - etwa 500 Millionen Jahre. Nach Ansicht einiger Wissenschaftler erfolgt der Prozess des Ausgießens von Lavaströmen auf die Oberfläche der Venus mit einer gewissen Periodizität: Erstens erwärmt sich die Substanz im Mantel aufgrund des Zerfalls radioaktiver Elemente: Konvektionsströme oder Federn brechen den Planeten Kruste, die einzigartige Oberflächendetails bildet - Steinchen. Ab einer bestimmten Temperatur gelangen Lavaströme an die Oberfläche und bedecken fast den gesamten Planeten mit einer Schicht Basalte. Das Ausgießen von Basalten trat wiederholt auf, und während Perioden ruhiger vulkanischer Aktivität wurden Lavaebenen aufgrund von Abkühlung gedehnt, und dann bildeten sich Gürtel aus venusianischen Rissen und Graten. Vor etwa 500 Millionen Jahren schienen die Prozesse im oberen Mantel der Venus abgeklungen zu sein, möglicherweise aufgrund der Erschöpfung der inneren Wärme.

Unter der Planetenkruste liegt die zweite Schicht - der Mantel, der sich bis zu einer Tiefe von etwa 3300 km bis zur Grenze zum Eisenkern erstreckt. Anscheinend besteht der Mantel der Venus aus zwei Schichten: einem festen unteren Mantel und einem teilweise geschmolzenen oberen.

Der Kern der Venus, dessen Masse etwa ein Viertel der gesamten Masse des Planeten ausmacht und dessen Dichte 14 g / cm 3 beträgt, ist fest oder teilweise geschmolzen. Diese Annahme basiert auf der Untersuchung des Magnetfelds des Planeten, das einfach nicht existiert. Und da es kein Magnetfeld gibt, gibt es keine Quelle, die dieses Magnetfeld erzeugt, d.h. im Eisenkern gibt es keine Bewegung geladener Teilchen (konvektive Strömungen), daher tritt keine Bewegung der Materie im Kern auf. Zwar kann das Magnetfeld aufgrund der langsamen Rotation des Planeten nicht erzeugt werden ...

Oberfläche des Planeten Venus

Die Form des Planeten Venus ist nahezu kugelförmig. Genauer gesagt kann es durch ein dreiachsiges Ellipsoid dargestellt werden, bei dem die polare Kompression zwei Größenordnungen geringer ist als die der Erde.

In der Äquatorialebene beträgt die Halbachse des Venusellipsoids 6052,02 ± 0,1 km und 6050,99 ± 0,14 km. Die polare Halbachse beträgt 6051,54 ± 0,1 km. Wenn Sie diese Dimensionen kennen, können Sie die Oberfläche der Venus berechnen - 460 Millionen km 2.

Abb.21 Vergleich der Planeten des Sonnensystems. Gutschrift: Website

Die Daten zu den Abmessungen des Festkörpers der Venus wurden unter Verwendung von Funkinterferenzmethoden erhalten und unter Verwendung von Funkaltimetrie- und Flugbahnmessungen verfeinert, wenn sich der Planet in Reichweite von Raumfahrzeugen befand.

Abb.22 Region Estla auf der Venus. In der Ferne ist ein hoher Vulkan sichtbar. Bildnachweis: NASA / JPL

Der größte Teil der Oberfläche der Venus ist von Ebenen (bis zu 85% der gesamten Fläche des Planeten) besetzt, unter denen glatte, leicht komplizierte Basaltebenen von engen, leicht abfallenden, leicht abfallenden Graten dominiert werden. Eine viel kleinere Fläche als glatte wird von gelappten oder hügeligen Ebenen (bis zu 10% der Oberfläche der Venus) eingenommen. Typisch für sie sind zungenartige Vorsprünge wie Klingen mit unterschiedlicher Funkhelligkeit, die als ausgedehnte Lavaschichten aus niedrigviskosen Basalten interpretiert werden können, sowie zahlreiche Zapfen und Kuppeln mit einem Durchmesser von 5 bis 10 km, manchmal mit Kratern auf der Spitzen. Es gibt auch Abschnitte von Ebenen auf der Venus, die dicht mit Rissen bedeckt sind oder praktisch nicht durch tektonische Verformungen gestört werden.

Abb. 23 Ishtar-Archipel. Bildnachweis: NASA / JPL / USGS

Neben den Ebenen auf der Oberfläche der Venus wurden drei riesige Hochregionen entdeckt, die nach den irdischen Göttinnen der Liebe benannt sind.

Ein solches Gebiet, der Ishtar-Archipel, ist eine riesige Bergregion auf der Nordhalbkugel, deren Größe mit Australien vergleichbar ist. In der Mitte des Archipels liegt das vulkanische Lakshmi-Plateau, das doppelt so groß ist wie das irdische Tibet. Im Westen wird das Plateau durch die Akna-Berge, im Nordwesten - durch die bis zu 7 km hohen Freya-Berge und im Süden - durch die gefalteten Danu-Berge und die Vesta- und Ut-Felsvorsprünge mit einem begrenzt allgemeine Abnahme von bis zu 3 km oder mehr. Der östliche Teil des Plateaus "schneidet" in das höchste Gebirgssystem der Venus - die Maxwell Mountains, benannt nach dem englischen Physiker James Maxwell. Der zentrale Teil des Gebirges steigt um 7 km an, und einzelne Berggipfel in der Nähe des Nullmeridians (63 ° N und 2,5 ° O) erreichen eine Höhe von 10,81 bis 11,6 km, 15 km höher als der tiefe venusische Graben, der liegt in der Nähe des Äquators.

Ein weiteres erhöhtes Gebiet ist der Aphrodite-Archipel, der sich entlang des venusianischen Äquators erstreckt und noch größer ist: 41 Millionen km 2, obwohl die Höhen hier niedriger sind.

Dieses riesige Gebiet, das sich in der Äquatorregion der Venus befindet und sich über 18.000 km erstreckt, umfasst Längen von 60 ° bis 210 °. Es erstreckt sich von 10 ° N. bis 45 ° S. mehr als 5.000 km, und sein östliches Ende - die Atla-Region - erstreckt sich bis zu 30 ° nördlicher Breite.

Die dritte erhöhte Region der Venus ist das Land Lada, das auf der südlichen Hemisphäre des Planeten und gegenüber dem Ishtar-Archipel liegt. Dies ist ein ziemlich flaches Gebiet, dessen durchschnittliche Oberflächenhöhe nahe 1 km liegt und dessen Maximum (etwas mehr als 3 km) in der Quetzalpetlatl-Krone mit einem Durchmesser von 780 km erreicht wird.

Abb.24 Tessera Ba "het. Bildnachweis: NASA / JPL

Zusätzlich zu diesen erhöhten Regionen, die als "Land" bezeichnet werden, stechen andere, weniger ausgedehnte, aufgrund ihrer Größe und Höhe auf der Oberfläche der Venus hervor. So bildeten sich beispielsweise Steinchen (aus dem Griechischen - Kacheln), bei denen es sich um Hügel oder Hochländer mit einer Größe von Hunderten bis Tausenden von Kilometern handelt, deren Oberfläche in verschiedene Richtungen von Systemen aus abgestuften Graten und Trögen durchquert wird, die sie trennen durch Schwärme von tektonischen Fehlern.

Grate oder Grate innerhalb der Tessera können linear und ausgedehnt sein: bis zu vielen hundert Kilometern. Und sie können scharf oder umgekehrt abgerundet sein, manchmal mit einer flachen Oberseite, die durch vertikale Leisten begrenzt ist, was einer Kombination von Bandgreifern und Horsts unter terrestrischen Bedingungen ähnelt. Oft ähneln die Grate einem faltigen Film aus gefrorenem Gelee oder Seillavas der hawaiianischen Basalte. Die Höhe der Grate kann bis zu 2 km und der der Leisten bis zu 1 km betragen.

Die Gräben, die die Kämme trennen, erstrecken sich weit über das Hochland hinaus und erstrecken sich über Tausende von Kilometern über die weiten Ebenen der Venus. In Topographie und Morphologie ähneln sie den Risszonen der Erde und scheinen dieselbe Natur zu haben.

Die Bildung der Steinchen selbst ist mit wiederholten tektonischen Bewegungen der oberen Schichten der Venus verbunden, die von Kontraktionen, Dehnungen, Spalten, Höhen und Tiefen verschiedener Teile der Oberfläche begleitet werden.

Ich muss sagen, dies sind die ältesten geologischen Formationen auf der Oberfläche des Planeten, und daher werden ihnen die Namen zugewiesen: zu Ehren der Göttinnen, die mit Zeit und Schicksal verbunden sind. So wird ein großes Hochland, das sich über 3.000 km unweit des Nordpols erstreckt, als Tessera des Glücks bezeichnet, südlich davon die Tessera von Laima, die den Namen der lettischen Göttin des Glücks und des Schicksals trägt.

Zusammen mit Ländern oder Kontinenten nehmen Steinchen etwas mehr als 8,3% des Territoriums des Planeten ein, d.h. genau zehnmal weniger Fläche als die Ebenen und möglicherweise die Grundlage für ein bedeutendes, wenn nicht sogar alle Gebiet der Ebenen. Die verbleibenden 12% des Territoriums der Venus sind mit 10 Arten von Reliefs besetzt: Kronen, tektonische Verwerfungen und Schluchten, Vulkankuppeln, "Arachnoiden", mysteriöse Kanäle (Rillen, Linien), Grate, Krater, Paters, Krater mit dunklen Parabeln, Hügel. Lassen Sie uns jedes dieser Reliefelemente genauer betrachten.

Abb. 25 Die Krone ist ein einzigartiges Reliefdetail auf der Venus. Bildnachweis: NASA / JPL

Die Kronen, die zusammen mit Steinchen einzigartige Details des Reliefs der Oberfläche der Venus darstellen, sind große vulkanische Vertiefungen von ovaler oder runder Form mit einem erhöhten Mittelteil, umgeben von Wällen, Graten und Vertiefungen. Der zentrale Teil der Kränze ist von einem riesigen intermontanen Plateau besetzt, von dem sich Gebirgszüge in Ringen erstrecken und oft über den zentralen Teil des Plateaus ragen. Der Ringrahmen der Kronen ist normalerweise unvollständig.

Nach Forschungsergebnissen von Raumfahrzeugen wurden mehrere hundert auf dem Planeten Venus entdeckt. Die Kronen unterscheiden sich in der Größe (von 100 bis 1000 km) und im Alter ihrer Gesteinsbestandteile.

Die Kronen wurden offenbar durch aktive Konvektionsströme im Mantel der Venus gebildet. Um viele der Kronen herum sind erstarrte Lavaströme zu beobachten, die in Form breiter Zungen mit einer überbackenen Außenkante zu den Seiten auseinanderlaufen. Anscheinend waren es die Kronen, die als Hauptquellen dienen konnten, durch die geschmolzene Materie aus den Tiefen an die Oberfläche des Planeten gelangte und sich zu riesigen flachen Gebieten verfestigte, die bis zu 80% des Territoriums der Venus einnahmen. Diese reichlich vorhandenen Quellen für geschmolzenes Gestein sind nach den Göttinnen der Fruchtbarkeit, Ernte und Blumen benannt.

Einige Wissenschaftler glauben, dass den Kronen eine andere spezifische Form des venusianischen Reliefs vorausgeht - die Arachnoidea. Arachnoiden, die ihren Namen aufgrund ihrer äußerlichen Ähnlichkeit mit Spinnen haben, ähneln in ihrer Form Kronen, sind aber kleiner. Die hellen Linien, die sich über viele Kilometer von ihren Zentren erstrecken, können Oberflächenfehlern entsprechen, die entstehen, wenn Magma aus dem Inneren des Planeten entweicht. Insgesamt sind rund 250 Spinnentiere bekannt.

Neben Steinchen, Kronen und Spinnentieren ist die Bildung tektonischer Verwerfungen oder Täler mit endogenen (internen) Prozessen verbunden. Tektonische Verwerfungen werden häufig in ausgedehnten (bis zu Tausenden von Kilometern) Gürteln zusammengefasst, die auf der Oberfläche der Venus sehr verbreitet sind und mit anderen strukturellen Formen des Reliefs in Verbindung gebracht werden können, beispielsweise mit Canyons, die in ihrer Struktur terrestrischen Kontinentalrissen ähneln . In einigen Fällen wird ein nahezu orthogonales (rechteckiges) Muster sich gegenseitig schneidender Risse beobachtet.

Abb. 27 Mount Maat. Bildnachweis: JPL

Vulkane sind auf der Oberfläche der Venus sehr verbreitet: Tausende von ihnen gibt es hier. Darüber hinaus erreichen einige von ihnen enorme Größen: bis zu 6 km hoch und 500 km breit. Die meisten Vulkane sind jedoch viel kleiner: nur 2-3 km im Durchmesser und 100 m in der Höhe. Die überwiegende Mehrheit der venusianischen Vulkane ist ausgestorben, aber einige können immer noch ausbrechen. Der offensichtlichste Kandidat für einen aktiven Vulkan ist der Mount Maat.

An mehreren Stellen auf der Oberfläche der Venus wurden mysteriöse Rillen und Linien mit einer Länge von Hunderten bis mehreren tausend Kilometern und einer Breite von 2 bis 15 km entdeckt. Äußerlich sehen sie aus wie Flusstäler und haben die gleichen Merkmale: Mäanderwindungen, Divergenz und Konvergenz einzelner "Kanäle" und in seltenen Fällen etwas Ähnliches wie ein Delta.

Der längste Kanal auf dem Planeten Venus ist das Baltis-Tal mit einer Länge von etwa 7000 km und einer sehr konstanten Breite (2-3 km).

Übrigens wurde der nördliche Teil des Baltis-Tals in den Bildern des AMS "Venera-15" und "Venera-16" entdeckt, aber die Auflösung der Bilder war zu dieser Zeit nicht hoch genug, um die Details davon zu unterscheiden Bildung, und es wurde als ausgedehnter Riss unbekannter Herkunft abgebildet.

Abb.28 Kanäle auf der Venus im Land Lada. Bildnachweis: NASA / JPL

Der Ursprung der venusianischen Täler oder Kanäle bleibt ein Rätsel, vor allem, weil Wissenschaftler keine Flüssigkeit kennen, die über solche Entfernungen die Oberfläche durchschneiden kann. Berechnungen von Wissenschaftlern haben gezeigt, dass Basaltlaven, deren Spuren auf der gesamten Oberfläche des Planeten verbreitet sind, nicht über genügend Wärmereserven verfügen, um ununterbrochen zu fließen und die Substanz der Basaltebenen zu schmelzen, durch die Kanäle in ihnen geschnitten werden Tausende von Kilometern. Schließlich sind solche Kanäle beispielsweise auf dem Mond bekannt, obwohl ihre Länge nur einige zehn Kilometer beträgt.

Daher ist es wahrscheinlich, dass die Flüssigkeit, die Hunderte und Tausende von Kilometern durch die Basaltebenen der Venus schnitt, überhitzte Komatiit-Laven oder sogar exotischere Flüssigkeiten wie geschmolzene Carbonate oder geschmolzener Schwefel sein könnten. Bis zum Ende ist der Ursprung der Täler der Venus unbekannt ...

Neben den Tälern, bei denen es sich um negative Reliefformen handelt, sind auch positive Reliefformen in den Ebenen der Venuskämme verbreitet, die auch als eine der Komponenten des spezifischen Reliefs der Steinchen bekannt sind. Grate werden oft zu langen Gürteln (bis zu 2000 km oder mehr) mit einer Breite der ersten Hunderte von Kilometern geformt. Die Breite eines separaten Kamms ist viel kleiner: selten bis zu 10 km, und in den Ebenen ist sie auf 1 km reduziert. Die Höhen der Grate liegen zwischen 1,0 und 1,5 bis 2 km und der Steilwände, die sie begrenzen - bis zu 1 km. Leichte gewundene Grate vor dem Hintergrund eines dunkleren Radiobildes der Ebenen stellen das charakteristischste Muster der Venusoberfläche dar und nehmen ~ 70% ihrer Fläche ein.

Solche Details der Oberfläche der Venus als Hügel sind den Graten sehr ähnlich, mit dem Unterschied, dass ihre Größen kleiner sind.

Alle oben genannten Formen (oder Arten) des Reliefs der Oberfläche der Venus verdanken ihren Ursprung der inneren Energie des Planeten. Auf der Venus gibt es nur drei Arten von Reliefs, deren Ursprung durch äußere Ursachen verursacht wird: Krater, Paters und Krater mit dunklen Parabeln.

Im Gegensatz zu vielen anderen Körpern des Sonnensystems: Erdplaneten, Asteroiden und relativ wenige Einschlagmeteoritenkrater wurden auf der Venus gefunden, was mit einer aktiven tektonischen Aktivität verbunden ist, die vor 300 bis 500 Millionen Jahren aufhörte. Die vulkanische Aktivität verlief sehr heftig, da sich sonst die Anzahl der Krater an älteren und jüngeren Standorten deutlich unterscheiden würde und ihre Verteilung über das Gebiet nicht zufällig wäre.

Insgesamt wurden 967 Krater auf der Oberfläche der Venus mit einem Durchmesser von 2 bis 275 km (in der Nähe des Mead-Kraters) entdeckt. Krater werden herkömmlicherweise in große (über 30 km) und kleine (weniger als 30 km) Krater unterteilt, die 80% der Gesamtzahl aller Krater ausmachen.

Die Dichte der Einschlagkrater auf der Oberfläche der Venus ist sehr gering: etwa 200-mal weniger als auf dem Mond und 100-mal weniger als auf dem Mars, was nur 2 Kratern pro 1 Million km 2 der venusischen Oberfläche entspricht.

Durch die Untersuchung von Bildern der Planetenoberfläche, die vom Magellan-Raumschiff aufgenommen wurden, konnten Wissenschaftler einige Aspekte der Bildung von Einschlagkratern unter den Bedingungen der Venus erkennen. Um die Krater herum wurden Lichtstrahlen und Ringe gefunden - der Stein, der während der Explosion herausgeworfen wurde. In vielen Kratern ist ein Teil der Emissionen eine flüssige Substanz, die normalerweise ausgedehnte Ströme von mehreren zehn Kilometern Länge bildet, die auf eine Seite des Kraters gerichtet sind. Bisher haben Wissenschaftler noch nicht herausgefunden, um welche Art von Flüssigkeit es sich handelt: eine überhitzte Schockschmelze oder eine Suspension eines feinkörnigen Feststoffs und Schmelztröpfchen, die in einer oberflächennahen Atmosphäre suspendiert sind.

Mehrere venusianische Krater sind mit Lava aus den angrenzenden Ebenen überflutet, aber die überwiegende Mehrheit von ihnen weist ein sehr ausgeprägtes Erscheinungsbild auf, was auf eine schwache Intensität von Materialerosionsprozessen auf der Oberfläche der Venus hinweist.

Der Boden der meisten Krater auf der Venus ist dunkel, was auf eine glatte Oberfläche hinweist.

Ein weiterer häufiger Geländetyp sind Krater mit dunklen Parabeln, und der Hauptbereich wird von dunklen Parabeln (im Radiobild) eingenommen, deren Gesamtfläche fast 6% der gesamten Oberfläche der Venus beträgt. Die Farbe der Parabeln beruht auf der Tatsache, dass sie aus einer Abdeckung aus feinkörnigem Material mit einer Dicke von bis zu 1 bis 2 m bestehen, die durch Emissionen von Einschlagkratern gebildet wird. Es ist auch möglich, dass dieses Material durch äolische Prozesse verarbeitet werden kann, die in einer Reihe von Regionen der Venus vorherrschten und viele Kilometer streifenartiges äolisches Relief hinterließen.

Krater und Krater mit dunklen Parabeln ähneln Patern - unregelmäßig geformte Krater oder komplexe Krater mit überbackenen Kanten.

Alle diese Daten wurden gesammelt, als sich der Planet Venus in Reichweite von Raumfahrzeugen befand (sowjetische, Venus-Serie und amerikanische, Mariner- und Pioneer-Venus-Serie).

Im Oktober 1975 landeten die Abstiegsfahrzeuge des AMS "Venera-9" und "Venera-10" sanft auf der Oberfläche des Planeten und übertrugen Bilder des Landeplatzes auf die Erde. Dies waren die ersten Fotos der Welt, die von der Oberfläche eines anderen Planeten übertragen wurden. Das Bild wurde im sichtbaren Licht mit einem Telephotometer aufgenommen - einem System, das nach dem Funktionsprinzip einem mechanischen Fernseher ähnelt.

Zusätzlich zum Fotografieren der Oberfläche des AMS "Venera-8", "Venera-9" und "Venera-10" wurden die Dichte der Oberflächengesteine \u200b\u200bund der Gehalt an natürlichen radioaktiven Elementen in ihnen gemessen.

An den Landeplätzen von "Venera-9" und "Venera-10" lag die Dichte der Oberflächengesteine \u200b\u200bnahe bei 2,8 g / cm 3, und hinsichtlich des Gehalts an radioaktiven Elementen kann geschlossen werden, dass diese Gesteine \u200b\u200bnahe beieinander liegen in der Zusammensetzung zu Basalten - die am weitesten verbreiteten magmatischen Gesteine \u200b\u200bder Erdkruste ...

1978 wurde das amerikanische Raumschiff Pioneer-Venus gestartet, dessen Ergebnis eine topografische Karte war, die auf Radaruntersuchungen basierte.

Schließlich gelangten 1983 die Raumschiffe Venera-15 und Venera-16 in die Umlaufbahn um die Venus. Mit Radar kartierten sie die nördliche Hemisphäre des Planeten auf eine Parallele von 30 ° im Maßstab 1: 5.000.000 und entdeckten zum ersten Mal so einzigartige Merkmale der Oberfläche der Venus wie Steinchen und Kronen.

Noch detailliertere Karten der gesamten Oberfläche mit bis zu 120 m großen Details wurden 1990 vom Magellan-Schiff erhalten. Mit Hilfe von Computern wurden Radarinformationen in fotografische Bilder von Vulkanen, Bergen und anderen Landschaftsdetails umgewandelt.

Abb.30 Topografische Karte der Venus, zusammengestellt aus Bildern der interplanetaren Station "Magellan". Bildnachweis: NASA

Nach der Entscheidung der Internationalen Astronomischen Union auf der Karte der Venus gibt es nur weibliche Namen, da sie selbst, die einzige der Planeten, einen weiblichen Namen trägt. Es gibt nur 3 Ausnahmen von dieser Regel: Maxwell Mountains, Alpha und Beta Regionen.

Die Namen für die Details seines Reliefs, die den Mythologien verschiedener Völker der Welt entnommen sind, werden gemäß der Routine vergeben. So:

Die Hügel sind nach Göttinnen, Titaniden und Riesinnen benannt. Zum Beispiel die Region Ulfrun, benannt nach einer der neun Riesinnen in skandinavischen Mythen.

Das Tiefland ist die Heldin der Mythen. Zu Ehren einer dieser Heldinnen der antiken griechischen Mythologie wird das tiefste Tiefland von Atalanta benannt, das in den nördlichen Breiten der Venus liegt.

Furchen und Linien sind nach mythologischen Figuren weiblicher Krieger benannt.

Kronen zu Ehren der Göttinnen der Fruchtbarkeit, Landwirtschaft. Obwohl die berühmteste von ihnen Pavlovas Krone mit einem Durchmesser von etwa 350 km ist, benannt nach einer russischen Ballerina.

Die Kämme sind nach den Göttinnen des Himmels benannt, weiblichen mythologischen Charakteren, die mit dem Himmel und dem Licht verbunden sind. So dehnten sich entlang einer der Ebenen die Kämme der Hexe aus. Und die Bereginya-Ebene von Nordwesten nach Südosten wird von den Gera-Kämmen durchquert.

Die Länder und Hochebenen sind nach den Göttinnen der Liebe und Schönheit benannt. Einer der Kontinente (Länder) der Venus wird das Land Ischtar genannt und ist eine Hochgebirgsregion mit einem riesigen Plateau Lakshmi vulkanischen Ursprungs.

Canyons auf der Venus sind nach mythologischen Charakteren benannt, die mit dem Wald, der Jagd oder dem Mond verbunden sind (ähnlich wie bei Roman Artemis).

Das bergige Gelände auf der Nordhalbkugel des Planeten wird von der ausgedehnten Baba Yaga-Schlucht durchquert. In den Regionen Beta und Phoebe sticht der Devan-Canyon hervor. Und von der Region Themis bis zum Land der Aphrodite erstreckt sich der größte venusianische Steinbruch, Parge, über mehr als 10.000 km.

Große Krater sind nach berühmten Frauen benannt. Kleine Krater sind einfach gewöhnliche weibliche Namen. Auf dem Hochgebirgsplateau Lakshmi finden Sie kleine Krater Berta, Lyudmila und Tamara, die sich südlich des Freya-Gebirges und östlich des großen Osipenko-Kraters befinden. In der Nähe der Krone der Nofretete befindet sich der Potanin-Krater, benannt nach dem russischen Entdecker Zentralasiens, und in der Nähe der Voynich-Krater (vom englischen Schriftsteller, Autor des Romans The Gadfly). Und der größte Krater der Welt wurde nach der amerikanischen Ethnografin und Anthropologin Margaret Mead benannt.

Paters werden nach dem gleichen Prinzip wie große Krater genannt, d.h. mit den Namen berühmter Frauen. Beispiel: Pater Salfo.

Die Ebenen sind nach den Heldinnen verschiedener Mythen benannt. Zum Beispiel die Ebenen von Snegurochka und Baba Yaga. Die Louhi-Ebene, die Herrin des Nordens in karelischen und finnischen Mythen, erstreckt sich um den Nordpol.

Tessera sind nach den Göttinnen des Schicksals, des Glücks und des Glücks benannt. Zum Beispiel heißt die größte unter den Tessera der Venus die Tessera von Tellur.

Die Leisten sind zu Ehren der Göttinnen des Herdes: Vesta, Ut usw.

Ich muss sagen, dass der Planet bei der Anzahl der benannten Teile unter allen Planetenkörpern führend ist. Auf der Venus und der größten Vielfalt an Namen für ihre Herkunft. Es gibt Namen aus den Mythen von 192 verschiedenen Nationalitäten und ethnischen Gruppen aus der ganzen Welt. Darüber hinaus sind die Namen über den gesamten Planeten verstreut, ohne dass "nationale Regionen" gebildet werden.

Und zum Abschluss der Beschreibung der Oberfläche der Venus geben wir eine kurze Struktur der modernen Karte des Planeten.

Für den Nullmeridian (entspricht dem terrestrischen Greenwich) auf der Karte der Venus wurde Mitte der 60er Jahre der Meridian übernommen, der durch die Mitte eines (auf Radarbildern) abgerundeten Lichtbereichs mit einem Durchmesser von 2000 km verläuft , befindet sich auf der südlichen Hemisphäre des Planeten und wird nach dem Anfangsbuchstaben des griechischen Alphabets als Alpha-Region bezeichnet. Später, als die Auflösung dieser Bilder zunahm, wurde die Position des Nullmeridians um etwa 400 km verschoben, damit er durch einen kleinen hellen Punkt in der Mitte einer großen Ringstruktur mit einem Durchmesser von 330 km, genannt Eva, hindurchtreten konnte. Nach der Erstellung der ersten umfangreichen Karten der Venus im Jahr 1984 wurde festgestellt, dass sich genau auf dem Nullmeridian auf der Nordhalbkugel des Planeten ein kleiner Krater mit einem Durchmesser von 28 km befindet. Der Krater wurde nach der Heldin des griechischen Mythos Ariadne genannt und war als Bezugspunkt viel bequemer.

Der Nullmeridian teilt zusammen mit dem 180 ° -Meridian die Oberfläche der Venus in zwei Hemisphären: Ost und West.

Atmosphäre der Venus. Physische Bedingungen auf dem Planeten Venus

Über der leblosen Oberfläche der Venus liegt eine einzigartige Atmosphäre, die dichteste im Sonnensystem, die 1761 von M.V. Lomonosov, der den Durchgang des Planeten über die Sonnenscheibe beobachtete.

Abb.31 Venus von Wolken bedeckt. Bildnachweis: NASA

Die Atmosphäre der Venus ist so dicht, dass es absolut unmöglich ist, Details auf der Oberfläche des Planeten zu durchschauen. Daher glaubten viele Forscher lange Zeit, dass die Bedingungen auf der Venus denen auf der Erde in der Karbonperiode nahe kamen, und daher lebt dort auch eine ähnliche Fauna. Studien, die mit Hilfe von Abstiegsfahrzeugen interplanetarischer Stationen durchgeführt wurden, haben jedoch gezeigt, dass das Klima der Venus und das Klima der Erde zwei große Unterschiede sind und zwischen ihnen nichts gemeinsam ist. Wenn also die Temperatur der unteren Luftschicht auf der Erde selten + 57 ° C überschreitet, erreicht die Temperatur der oberflächennahen Luftschicht auf der Venus 480 ° C und ihre täglichen Schwankungen sind unbedeutend.

Signifikante Unterschiede werden auch in der Zusammensetzung der Atmosphären der beiden Planeten beobachtet. Wenn in der Erdatmosphäre das vorherrschende Gas Stickstoff ist, mit einem ausreichenden Gehalt an Sauerstoff, einem unbedeutenden Gehalt an Kohlendioxid und anderen Gasen, dann ist die Situation in der Atmosphäre der Venus genau umgekehrt. Der vorherrschende Anteil der Atmosphäre ist Kohlendioxid (~ 97%) und Stickstoff (ca. 3%) mit geringen Zusätzen von Wasserdampf (0,05%), Sauerstoff (Tausendstel Prozent), Argon, Neon, Helium und Krypton. In sehr geringen Mengen gibt es auch Verunreinigungen SO, SO 2, H 2 S, CO, HCl, HF, CH 4, NH 3.

Der Druck und die Dichte der Atmosphären beider Planeten sind ebenfalls sehr unterschiedlich. Beispielsweise beträgt der atmosphärische Druck auf der Venus etwa 93 Atmosphären (93-mal höher als auf der Erde), und die Dichte der venusianischen Atmosphäre ist fast zwei Größenordnungen höher als die Dichte der Erdatmosphäre und nur 10-mal niedriger als die Dichte aus Wasser. Eine solch hohe Dichte kann nur die Gesamtmasse der Atmosphäre beeinflussen, die ungefähr das 93-fache der Masse der Erdatmosphäre beträgt.

Wie viele Astronomen jetzt glauben; Hohe Oberflächentemperatur, hoher atmosphärischer Druck und hoher relativer Kohlendioxidgehalt sind Faktoren, die offensichtlich miteinander zusammenhängen. Die hohe Temperatur fördert die Umwandlung von Carbonatgesteinen in Silikatgesteine \u200b\u200bunter Freisetzung von CO 2. Auf der Erde bindet sich CO 2 und wandelt sich aufgrund der Wirkung der Biosphäre, die auf der Venus fehlt, in Sedimentgesteine \u200b\u200bum. Andererseits trägt der hohe Gehalt an CO 2 zur Erwärmung der venusianischen Oberfläche und der unteren Schichten der Atmosphäre bei, was vom amerikanischen Wissenschaftler Carl Sagan festgestellt wurde.

Tatsächlich ist die Gashülle des Planeten Venus ein riesiges Gewächshaus. Es ist in der Lage, Sonnenwärme zu übertragen, gibt sie jedoch nicht nach außen ab und absorbiert gleichzeitig die Strahlung des Planeten selbst. Die Absorber sind Kohlendioxid und Wasserdampf. Der Treibhauseffekt tritt auch in der Atmosphäre anderer Planeten auf. Wenn es jedoch in der Marsatmosphäre die Durchschnittstemperatur in der Nähe der Oberfläche um 9 ° erhöht, in der Erdatmosphäre um 35 °, dann erreicht dieser Effekt in der Atmosphäre der Venus 400 Grad!

Einige Wissenschaftler glauben, dass die Atmosphäre der Venus vor 4 Milliarden Jahren eher der Erdatmosphäre mit flüssigem Wasser an der Oberfläche ähnelte, und es war die Verdunstung dieses Wassers, die den unkontrollierbaren Treibhauseffekt verursachte, der bis heute beobachtet wird ...

Die Atmosphäre der Venus besteht aus mehreren Schichten, die sich in Dichte, Temperatur und Druck stark unterscheiden: Troposphäre, Mesosphäre, Thermosphäre und Exosphäre.

Die Troposphäre ist die niedrigste und dichteste Schicht der venusianischen Atmosphäre. Es enthält 99% der Masse der gesamten Atmosphäre der Venus, davon 90% - bis zu einer Höhe von 28 km.

Die Temperatur und der Druck in der Troposphäre nehmen mit der Höhe ab und erreichen Höhen nahe 50-54 km, Werte von + 20 ° + 37 ° C und einen Druck von nur 1 Atmosphäre. Unter solchen Bedingungen kann Wasser in flüssiger Form (in Form winziger Tröpfchen) vorliegen, was zusammen mit der optimalen Temperatur und dem optimalen Druck, ähnlich wie in der Nähe der Erdoberfläche, günstige Lebensbedingungen schafft.

Der obere Rand der Troposphäre liegt auf einer Höhe von 65 km. über der Oberfläche des Planeten, getrennt von der darüber liegenden Schicht - der Mesosphäre - durch die Tropopause. Hier herrschen Hurrikanwinde mit Geschwindigkeiten von 150 m / s und mehr gegen 1 m / s an der Oberfläche.

Winde in der Atmosphäre der Venus entstehen durch Konvektion: Heiße Luft steigt über den Äquator und breitet sich auf die Pole aus. Diese globale Rotation wird als Hadley-Rotation bezeichnet.

Abb. 32 Polarwirbel in der Nähe des Südpols der Venus. Bildnachweis: ESA / VIRTIS / INAF-IASF / Obs. de Paris-LESIA / Univ. von Oxford

In Breiten nahe 60 ° stoppt Hadleys Rotation: Heiße Luft steigt ab und beginnt, zum Äquator zurückzukehren. Dies wird durch die hohe Konzentration an Kohlenmonoxid an diesen Stellen erleichtert. Die Rotation der Atmosphäre hört jedoch nördlich der 60er-Breiten nicht auf: der sogenannten. polare Halsbänder. Sie zeichnen sich durch niedrige Temperaturen, hohe Wolkenlage (bis zu 72 km) aus.

Ihre Existenz ist eine Folge eines starken Luftanstiegs, wodurch eine adiabatische Abkühlung beobachtet wird.

Um die Pole des Planeten, eingerahmt von "Polarhalsbändern", gibt es gigantische Polarwirbel, die viermal größer sind als ihre terrestrischen Gegenstücke. Jeder Wirbel hat zwei Augen - Rotationszentren, die als polare Dipole bezeichnet werden. Die Wirbel drehen sich mit einer Zeitspanne von etwa 3 Tagen in Richtung der allgemeinen Rotation der Atmosphäre, wobei die Windgeschwindigkeiten von 35 bis 50 m / s in der Nähe ihrer Außenkanten bis Null an den Polen reichen.

Polare Wirbel sind nach heutigen Astronomen Antizyklone mit absteigenden Luftströmungen in der Mitte und stark ansteigend in der Nähe der polaren Kragen. Ähnlich wie die polaren Wirbel der Venus sind die Strukturen auf der Erde winterpolare Antizyklone, insbesondere die, die sich über der Antarktis bilden.

Die Mesosphäre der Venus erstreckt sich in Höhen von 65 bis 120 km und kann in zwei Schichten unterteilt werden: Die erste liegt auf einer Höhe von 62 bis 73 km, hat eine konstante Temperatur und ist die obere Grenze der Wolken; die zweite - in einer Höhe zwischen 73 und 95 km sinkt die Temperatur hier mit der Höhe und erreicht die Obergrenze ihres Minimums von -108 ° C. Oberhalb von 95 km über der Oberfläche der Venus beginnt die Mesopause - die Grenze zwischen der Mesosphäre und der höheren Thermosphäre. Innerhalb der Mesopause steigt die Temperatur mit der Höhe und erreicht auf der Tagesseite der Venus + 27 ° + 127 ° C. Auf der Nachtseite der Venus tritt innerhalb der Mesopause eine signifikante Abkühlung auf und die Temperatur sinkt auf -173 ° C. Diese Region, die kälteste auf der Venus, wird manchmal sogar als Kryosphäre bezeichnet.

In Höhen über 120 km liegt die Thermosphäre, die sich auf eine Höhe von 220 bis 350 km erstreckt, bis zur Grenze zur Exosphäre - einem Gebiet, in dem leichte Gase die Atmosphäre verlassen und hauptsächlich nur Wasserstoff vorhanden ist. Die Exosphäre endet und damit die Atmosphäre in einer Höhe von ~ 5500 km, wo die Temperatur 600-800 K erreicht.

Innerhalb der Meso- und Thermosphäre der Venus sowie in der unteren Troposphäre dreht sich die Luftmasse. Die Luftmasse bewegt sich zwar nicht in Richtung vom Äquator zu den Polen, sondern in Richtung von der Tagesseite der Venus zur Nachtseite. Auf der Tagesseite des Planeten findet ein starker Anstieg warmer Luft statt, der sich in Höhen von 90 bis 150 km ausbreitet und sich auf die Nachtseite des Planeten bewegt, wo die erwärmte Luft stark nach unten fällt, wodurch sie adiabatisch wird Erwärmung der Luft erfolgt. Die Temperatur in dieser Schicht beträgt nur -43 ° C, was bis zu 130 ° C höher ist als im Allgemeinen auf der Nachtseite der Mesosphäre.

Daten über die Eigenschaften und die Zusammensetzung der venusianischen Atmosphäre wurden vom AMS der Venera-Reihe mit den Seriennummern 4, 5 und 6 erhalten. Die Venus 9 und 10 klärten den Wasserdampfgehalt in den tiefen Schichten der Atmosphäre auf, nachdem sie festgestellt hatten, dass die Der maximale Wasserdampf befindet sich in einer Höhe von 50 km, wo er hundertmal höher ist als der einer festen Oberfläche, und der Dampfanteil nähert sich einem Prozent.

Zusätzlich zur Untersuchung der Zusammensetzung der Atmosphäre haben die interplanetaren Stationen "Venera-4, 7, 8, 9, 10" den Druck, die Temperatur und die Dichte in den unteren Schichten der Atmosphäre der Venus gemessen. Als Ergebnis wurde festgestellt, dass die Temperatur auf der Oberfläche der Venus etwa 750 ° K (480 ° C) beträgt und der Druck nahe bei 100 atm liegt.

Die Abstiegsfahrzeuge Venera-9 und Venera-10 erhielten auch Informationen über die Struktur der Wolkenschicht. In Höhen von 70 bis 105 km gibt es also einen verdünnten stratosphärischen Dunst. Unterhalb befindet sich in einer Höhe von 50 bis 65 km (selten bis zu 90 km) die dichteste Wolkenschicht, die in ihren optischen Eigenschaften einem verdünnten Nebel näher ist als Wolken im terrestrischen Sinne des Wortes. Die Sichtweite beträgt hier mehrere Kilometer.

Unter der Hauptwolkenschicht - in Höhen von 50 bis 35 km - nimmt die Dichte mehrmals ab und die Atmosphäre schwächt die Sonnenstrahlung hauptsächlich aufgrund der Rayleigh-Streuung in CO 2 ab.

Subcloud-Dunst tritt nur nachts auf und breitet sich bis Mitternacht auf 37 km - bis Mitternacht und bis zu 30 km - aus. Gegen Mittag klärt sich dieser Dunst.

Abb. 33 Blitz in der Atmosphäre der Venus. Bildnachweis: ESA

Die Farbe der Venuswolken ist orange-gelb, aufgrund des signifikanten Gehalts an CO 2 in der Atmosphäre des Planeten, dessen große Moleküle diesen Teil des Sonnenlichts streuen, und der Zusammensetzung der Wolken selbst, die zu 75-80 Prozent aus Schwefelsäure bestehen Säure (möglicherweise sogar Fluorid-Schwefelsäure) mit Beimischungen von Salz- und Flusssäure. Die Zusammensetzung der Venuswolken wurde 1972 von den amerikanischen Forschern Louise und Andrew Young sowie Godfrey Sill unabhängig voneinander entdeckt.

Studien haben gezeigt, dass Säure in venusianischen Wolken chemisch aus Schwefeldioxid (SO 2) gebildet wird, das aus schwefelhaltigen Oberflächengesteinen (Pyriten) und Vulkanausbrüchen gewonnen werden kann. Vulkane manifestieren sich auf andere Weise: Ihre Eruptionen erzeugen starke elektrische Entladungen - echte Gewitter in der Atmosphäre der Venus, die wiederholt von Instrumenten der Stationen der Venera-Serie aufgezeichnet wurden. Darüber hinaus sind Gewitter auf dem Planeten Venus sehr stark: Blitze treffen 2 Größenordnungen häufiger als in der Erdatmosphäre. Dieses Phänomen wird als "elektrischer Drache der Venus" bezeichnet.

Die Wolken sind sehr hell und reflektieren 76% des Lichts (dies ist vergleichbar mit dem Reflexionsvermögen von Cumuluswolken in der Atmosphäre und polaren Eiskappen auf der Erdoberfläche). Mit anderen Worten, mehr als drei Viertel der Sonnenstrahlung werden von den Wolken reflektiert und nur weniger als ein Viertel fällt ab.

Wolkentemperatur - von + 10 ° bis -40 ° С.

Die Wolkenschicht bewegt sich schnell von Ost nach West und macht innerhalb von 4 Erdentagen eine Umdrehung um den Planeten (gemäß den Beobachtungen von "Mariner-10").

Das Magnetfeld der Venus. Die Magnetosphäre des Planeten Venus

Das Magnetfeld der Venus ist unbedeutend - ihr magnetisches Dipolmoment ist um mindestens fünf Größenordnungen geringer als das der Erde. Die Gründe für solch ein schwaches Magnetfeld sind: die langsame Rotation des Planeten um seine Achse, die niedrige Viskosität des Planetenkerns, vielleicht gibt es andere Gründe. Infolge der Wechselwirkung des interplanetaren Magnetfelds mit der Ionosphäre der Venus werden jedoch in letzterer Magnetfelder geringer Intensität (15-20 nT) erzeugt, die zufällig angeordnet und instabil sind. Dies ist die sogenannte Venus-Magnetosphäre, die einen Bogenschock, eine Magnetscheide, eine Magnetopause und einen Magnetosphärenschwanz aufweist.

Die Bugschockwelle liegt auf einer Höhe von 1900 km über der Oberfläche des Planeten Venus. Diese Entfernung wurde 2007 während des Sonnenminimums gemessen. Während der maximalen Sonnenaktivität nimmt die Höhe der Stoßwelle zu.

Die Magnetopause befindet sich in einer Höhe von 300 km, was etwas höher ist als die Ionopause. Zwischen ihnen befindet sich eine magnetische Barriere - ein starker Anstieg des Magnetfelds (bis zu 40 T), der das Eindringen von Sonnenplasma in die Tiefen der venusianischen Atmosphäre zumindest während der minimalen Sonnenaktivität verhindert. In den oberen Schichten der Atmosphäre sind signifikante Verluste an O + -, H + - und OH + -Ionen mit der Aktivität des Sonnenwinds verbunden. Die Länge der Magnetopause beträgt bis zu zehn Planetenradien. Das gleiche Magnetfeld der Venus bzw. ihres Schwanzes erstreckt sich auf mehrere zehn venusianische Durchmesser.

Die Ionosphäre des Planeten, die mit dem Vorhandensein des Magnetfelds der Venus verbunden ist, entsteht unter dem Einfluss signifikanter Gezeiteneffekte aufgrund der relativen Nähe zur Sonne, wodurch ein elektrisches Feld über der Oberfläche der Venus gebildet wird, dessen Intensität kann doppelt so intensiv sein wie das "klare Wetterfeld", das über der Erdoberfläche beobachtet wird ... Die Ionosphäre der Venus befindet sich in Höhen von 120 bis 300 km und besteht aus drei Schichten: zwischen 120 und 130 km, zwischen 140 und 160 km und zwischen 200 und 250 km. In Höhen nahe 180 km kann sich eine zusätzliche Schicht befinden. Die maximale Anzahl von Elektronen pro Volumeneinheit - 3 × 10 11 m –3 - wurde in Schicht 2 nahe dem Sonnenblumenzentrum gefunden.

Anleitung

Fünf wurden in der Antike entdeckt, als es keine Teleskope gab. Die Art ihrer Bewegung am Himmel unterscheidet sich von der Bewegung. Auf dieser Grundlage wurden Menschen von Millionen von Sternen getrennt.
Unterscheide zwischen inneren und äußeren Planeten. Merkur und Venus sind der Sonne näher als die Erde. Ihre Position am Himmel ist immer nahe am Horizont. Dementsprechend sind diese beiden Planeten interne Planeten. Auch Merkur und Venus scheinen der Sonne zu folgen. Trotzdem sind sie mit bloßem Auge in den Momenten maximaler Dehnung sichtbar, d.h. Diese Planeten können in der Dämmerung, kurz nach Sonnenuntergang oder in den Stunden vor dem Morgengrauen gesehen werden. Die Venus ist viel größer als Merkur, viel heller und leichter zu erkennen. Wenn die Venus am Himmel erscheint, kann kein Stern ihre Helligkeit damit vergleichen. Venus leuchtet mit weißem Licht. Wenn Sie es zum Beispiel mit einem Fernglas oder einem Teleskop genau betrachten, werden Sie feststellen, dass es verschiedene Phasen hat, wie der Mond. Die Venus kann als Sichel gesehen werden, die abnimmt oder abnimmt. Anfang 2011 war die Venus etwa drei Stunden vor Sonnenaufgang sichtbar. Ab Ende Oktober kann es wieder mit bloßem Auge beobachtet werden. Sie wird am Abend im Südwesten im Sternbild Waage sichtbar sein. Gegen Ende des Jahres werden die Helligkeit und die Dauer des Sichtbarkeitszeitraums zunehmen. Quecksilber ist meistens in der Dämmerung sichtbar und schwer zu erkennen. Dafür nannten ihn die Alten den Gott des Zwielichts. Im Jahr 2011 ist es ab Ende August für etwa einen Monat zu sehen. Der Planet wird zuerst in den Morgenstunden im Sternbild Krebs sichtbar sein und sich dann zum Sternbild Löwe bewegen.

Die äußeren Planeten umfassen Mars, Jupiter und Saturn. Sie werden am besten in Momenten der Konfrontation beobachtet, d.h. wenn sich die Erde auf einer geraden Linie zwischen dem Planeten und der Sonne befindet. Sie können die ganze Nacht am Himmel bleiben. Während der maximalen Helligkeit des Mars (-2,91 m) ist dieser Planet nach Venus (-4 m) und Jupiter (-2,94 m) an zweiter Stelle. Abends und morgens ist der Mars als rot-orangefarbener "Stern" sichtbar und ändert mitten in der Nacht das Licht in gelb. Im Jahr 2011 wird der Mars im Sommer am Himmel erscheinen und Ende November wieder verschwinden. Im August wird der Planet im Sternbild Zwillinge sichtbar sein, und im September wird er in das Sternbild Krebs übergehen. Jupiter wird am Himmel oft als einer der hellsten Sterne gesehen. Trotzdem ist es interessant, ihn mit einem Fernglas oder einem Teleskop zu beobachten. In diesem Fall werden die den Planeten umgebende Scheibe und die vier größten Satelliten sichtbar. Der Planet wird im Juni 2011 im östlichen Teil des Himmels erscheinen. Jupiter rückt näher an die Sonne heran und verliert allmählich an Helligkeit. Gegen Herbst wird die Helligkeit wieder zunehmen. Ende Oktober wird Jupiter in die Opposition eintreten. Dementsprechend sind die Herbstmonate und der Dezember die besten Zeiten, um den Planeten zu beobachten.
Von Mitte April bis Anfang Juni ist Saturn der einzige Planet, der mit bloßem Auge beobachtet werden kann. Die nächste günstige Zeit für die Beobachtung des Saturn ist der November. Dieser Planet bewegt sich langsam über den Himmel und wird das ganze Jahr über im Sternbild Jungfrau sein.