>> Kaip rasti Venerą naktiniame danguje

Kaip rasti Venerą žvaigždėtame danguje- aprašymas stebėtojui iš Žemės planetos. Nuotraukoje sužinosite, kaip naudoti Jupiterį, Mėnulį, Merkurijų, Dvynių žvaigždyną.

Venera yra antroji planeta nuo Saulės, todėl nekyla jokių problemų, kaip surasti Venerą žvaigždėtame danguje. Naudokitės mūsų internetiniu žvaigždžių žemėlapiu arba atidžiai išstudijuokite apatines diagramas, kuriose nurodomi žvaigždynai, planetos ir pagalbinės žvaigždės.

Kad nesuskaičiuotumėte su vieta, galite naudoti specialias programas telefonams. Arba sekime senovės astronomus ir naudokime natūralius įkalčius.

Norėdami rasti Venerą, pradėkite nuo ekliptikos. Kai sekate Saulės praėjimą danguje, ši linija vadinama ekliptika. Priklausomai nuo sezono, šis maršrutas keičiasi: kyla ir krinta. Maksimalus stebimas vasaros saulėgrįžos metu, o minimalus - žiemos saulėgrįžos metu.

Daugelį dangaus kūnų lengviausia rasti pailginus. Tai yra taškai, kuriuose planetos mūsų atžvilgiu yra arčiau Saulės. Yra dvi veislės: rytinė - esanti vakariniame danguje ir vakarinė - ryte. Natūralu, kad visa tai susiję tik su sausumos stebėtojo perspektyva. Pasigrožėkite, kaip atrodo Venera per neprofesionalų teleskopą.

Dėl mūsų apyvartos kūnų judėjimas apima 15 laipsnių per valandą. Venera tampa matoma tik tada, kai prie Saulės priartėja 5 laipsniai, todėl jos nematysite praėjus 20 minučių po Saulės pasirodymo arba prieš jai išnykiant. Planeta yra 45–47 laipsnių kampu nuo žvaigždės ir juda 3 valandas ir 8 minutes po / priešais Saulę.

Jei norite pamatyti ką nors kitą, išskyrus šviesią vietą, turite nusipirkti teleskopą. Be to, jums reikės planetinio filtro arba kaukės nuo ašies. Gerai, jei mechanizmas yra aprūpintas automatine stebėjimo sistema.

> Kaip stebėti Merkurijų ir Venerą

Merkurijus ir Venera danguje - kaip stebėti pirmąsias planetas iš Saulės: pasirenkant teleskopą ir filtrus, kada stebėti ir kur ieškoti, planetų nuotraukos, Venera dienos metu.

Merkurijus ir Venera yra lengviausiai stebimos planetos, nes jos laikomos Žemės kaimynėmis, esančiomis gana arti, o Venera apskritai senovėje buvo suvokiama kaip ryto ir vakaro žvaigždės, nes ji ryškiai degė naktinis dangus. Tačiau svarbu žinoti, kaip rasti Merkurijų ir Venerą ir atskirti juos nuo kitų objektų. Taip pat turėtumėte suprasti, kaip išsirinkti ir nusipirkti tinkamą teleskopą, kad galėtumėte mėgautis vaizdu ir net padaryti aukštos kokybės Merkurijaus ir Veneros nuotraukas.

Merkurijus yra arčiausiai Saulės esanti planeta. Atstumas tarp Saulės ir Merkurijaus yra maždaug 58 000 000 km. Planetos orbita yra pernelyg pailga. Metų trukmė Merkurijuje yra 88 dienos. Aplink planetą yra labai reta atmosfera, kurioje yra daug helio. Tokios atmosferos slėgis yra 500 milijardų kartų mažesnis už žmonėms pažįstamą Žemės paviršiaus slėgį.

Venera yra vienas įdomiausių žvaigždėto dangaus objektų, švytinčiu ryškumu nusileidžiantis tik Saulei ir Mėnuliui. Visą revoliuciją aplink Saulę planeta padaro per 255 dienas, o aplink savo ašį - per 243 dienas. Dėl to Venera yra ilgiausių dienų Saulės sistemoje planeta. Veneros atmosferoje yra apie 96,5% anglies dioksido ir 3,5% azoto.

Įrankiai

Tarp jų nėra ypatingo skirtumo kaip danguje rasti Merkurijų ir Venerą... Tačiau čia yra keletas gudrybių, kurių verta išmokti. Pavyzdžiui, Veneros stebėjimai bus neveiksmingi, jei jie bus atliekami naudojant achromatinį refraktorių, o tai apsunkins vaizdą įspūdingu chromatizmu. Tai ypač pastebima dėl ryškiausio planetos spindesio. Geriau kaupti kalną su „Go-To“ arba pusiaujo laikikliu, nes įprasta dieną tyrinėti žemesnes planetas. Štai kodėl čia praktiškai neįmanoma naudoti įprastų alt-azimuto laikiklių.

Vizualiniuose tyrimuose beveik neįmanoma išsiaiškinti Veneros ir Merkurijaus paviršių, todėl neturėtumėte abejoti optinių teleskopų kokybe. Šiuolaikiniai planetiniai okuliarai - monocentriniai ir ortocentriniai - padės ištaisyti situaciją.

Nepamirškite apie spalvų filtrų rinkinį, kuriame turi būti tamsiai raudonos, raudonos ir oranžinės spalvos filtrai, skirti padidinti planetų kontrastą stebint prieblandoje ar dienos danguje. Violetiniai ir mėlyni filtrai naudojami tamsioms detalėms planetų diskuose atvaizduoti.

Atminkite, kad dienos metu stebint Venerą ar Merkurijų negalima žiūrėti į Saulę pro optinį ieškiklį ar teleskopo okuliarą! Venkite netyčia patekti į teleskopo matymo lauką. Net viena sekundė gali jums kainuoti regėjimą!

Kada stebėti Merkurijų

Nenuostabu, kad Merkurijus vadinamas nesuprantama planeta, nes jo matomumo laikotarpis yra trumpesnis nei kitos planetos. Tuo pačiu metu Merkurijus juda netoli Saulės, todėl šiaurinių Rusijos regionų, Didžiosios Britanijos, JAV ir Skandinavijos šalių gyventojai negali jo matyti naktį. O pietų šalių astronomai gali stebėti Merkurijų po astronominės nakties pradžios.

Geriausia stebėti Merkurijų didžiausio jo pailgėjimo momentais, kai planeta gerokai nutolsta nuo Saulės ir ryto ar vakaro aušros metu užima aukščiausią tašką virš horizonto. Šiaurinėse platumose tokie periodai būna pavasarį, tada Merkurijus vizualizuojamas vakarais arba rudenį, tada planeta stebima anksti ryte.

Merkurijus, Venera ir Jupiteris vakariniame danguje

Merkurijaus stebėjimai

Stebint Merkurijų gali būti šiek tiek nusivylę pradedantieji astronomai. Planetos išvaizda nėra labai patraukli, ypač lyginant su Saturnu, Jupiteriu ar Mėnuliu. Štai kodėl tik sudėtingas stebėtojas, nebijantis sunkių užduočių, gali įvertinti tikrąjį Merkurijaus grožį.

Tuo pačiu metu ne kiekvienas patyręs astronomijos mylėtojas bent kartą stebėjo Merkurijų, nes daug valandų žvilgsnio į tamsias ir nuobodžias galaktikas pritraukia tik entuziastingiausius tyrinėtojus.

Kur galiu rasti Merkurijų?

Kur ieškoti Merkurijaus naktiniame danguje? Na, Merkurijų galima lengvai rasti danguje ir plika akimi. Paprastai tai daroma per savaitę prieš ir po maksimalaus pailgėjimo. Geriau, jei šiuo metu atmosfera yra pakankamai rami, o aplinkui nėra miesto smogo ar daugiaaukščių pastatų. Pavasarį, vakarais, Merkurijų galima pamatyti pusvalandį po saulėlydžio. Tada planeta yra virš vakarinės horizonto dalies. Saulėlydžio danguje planetą taip pat galima vizualizuoti, tačiau čia svarbų vaidmenį atlieka atmosferos skaidrumas ir vietovės reljefas. Rudens mėnesiais, rytinio matomumo laikotarpiu, Merkurijų galima pamatyti praėjus pusvalandžiui po jo pakilimo. Planeta plika akimi matoma 60 minučių, tada ji dingsta saulės spinduliuose.

Geromis dienomis Merkurijaus dydis yra -1,3. Tai yra 0,1 mažesnis už Sirijaus - ryškiausios naktinio dangaus žvaigždės - parametrus. Atkreipkite dėmesį, kad artumas prie horizonto ir storas, neramus oro sluoksnis šviesos srauto iš planetos trajektorijoje daro gyvsidabrį mirgančia rožinės arba šviesiai rausvos spalvos žvaigžde.

Stebėti Merkurijų yra lengviau, jei turite žiūronus. Ypač lengva jį rasti iškart po saulėlydžio ryškiame danguje. Žinoma, žiūronais negalėsite atskirti Merkurijaus fazių, tačiau tai puiki priemonė jo ieškoti ir tyrinėti tokius reiškinius kaip požiūris į žvaigždes, kitas planetas ir Mėnulį.

Merkurijaus stebėjimai teleskopu

Merkurijaus teleskopiniai stebėjimai galimi maždaug penkias savaites prieš ir po jo maksimalaus matomumo. Tačiau iš karto bus pasakyta, kad šios planetos tyrimas yra nepaprastai sunki užduotis. Kaip minėta aukščiau, dėl žemos gyvsidabrio padėties virš horizonto neįmanoma jo visiškai ištirti net naudojant teleskopą. Planetos vaizdas nuolat iškreipiamas, nurimsta tik retomis akimirkomis, kai astronomas gali pamatyti įdomiausias detales.

Pagrindinis Merkurijaus bruožas yra jo fazės, kurias galite ištirti 80 mm teleskopu. Žinoma, tam reikia padidinti įrenginio įvairovę iki 100 ar daugiau kartų. Didžiausio pailgėjimo metu Merkurijaus diską Saulė apšviečia apie 50%. Fazių, kurių apšvietimas yra mažesnis nei 30% arba didesnis nei 70%, nematyti, nes tokiais laikotarpiais planeta yra per arti Saulės.

Sunkesnė užduotis yra išnagrinėti „Mercury“ disko detales. Yra daug prieštaringų duomenų apie artimų dėmių pobūdį jo paviršiuje. Kai kurie astronomai teigia, kad vidutinio teleskopo pagalba jie gali puikiai ištirti planetos diską, kiti Merkurijaus paviršiuje visai nieko nemato. Žinoma, čia vaidina ne tik teleskopo kokybė, bet ir stebėjimo sąlygos, taip pat astronomo patirtis.

Esant puikioms atmosferos sąlygoms, naudojant 100–120 mm teleskopą didžiausio planetos pailgėjimo momentais, šalia pusiaujo linijos galima pastebėti nedidelių tamsumų. Tačiau nepatyręs tyrinėtojas vargu ar sugaus tokias subtilias detales planetos paviršiuje. Naudodami didesnį nei 250 mm teleskopą, galite tyrinėti dideles tamsias dėmes toli nuo pusiaujo. Patikėkite, tai yra sudėtingas, bet nepaprastai įdomus užsiėmimas lavinant stebėjimo įgūdžius.

Kada stebėti Venerą

Veneros stebėjimas yra lengvesnis nei Merkurijaus, ypač jei žinote, kur jos ieškoti naktiniame danguje. Nors ši planeta, kaip ir Merkurijus, nėra toli nuo Saulės, tariamasis kampinis atstumas čia gali siekti 47˚. Didžiausio matomumo metu Venera keletą valandų po saulėlydžio atveria savo diską, kai gyventojui pasirodo Vakaro žvaigždės pavidalu arba prieš auštant - Ryto žvaigždės pavidalu. Šiaurės pusrutulio astronomai geriau stebi Venerą rytiniame pailgėjime. Pavasario vakarais Venera vizualizuojama iki vidurnakčio.

Vakarų ar rytų pailgėjimo metu jis yra aukštai virš horizonto ir yra pakankamai ryškus, kad būtų galima stebėti minimaliomis pastangomis. Paprastai optimalus matomumo laikotarpis yra vienas mėnuo.

Kaip rasti Venerą plika akimi dienos metu

Lengviausias būdas plika akimi stebėti Venerą - surasti ją ryto saulėtekio metu. Esant optimaliam matomumui esant geroms atmosferos sąlygoms, Venera gali būti tyrinėjama ilgą laiką. Užduotį gali palengvinti Saulės užtemimas natūraliu ar dirbtiniu barjeru: aukštai stovintis medis, pastatas ar kitas objektas, kuris užgožia Saulę, bet neužgožia Veneros. Žinoma, dienos Veneros paieškos neįmanomos be informacijos apie tikslią jos vietą. Šią informaciją galite sužinoti iš bet kurios planetariumo programos.

Natūralu, kad stebėti nedidelį, beveik nematomą šviesos lopinėlį dienos danguje nėra lengva užduotis. Bet čia yra nedidelis triukas. Pirmiausia kurį laiką pažvelkite į tolimą horizontą, o tik tada nukreipkite žvilgsnį į numatytą dangaus plotą. Taip akys bus sutelktos į begalybę ir galėsite greitai rasti norimą planetą.

Veneros stebėjimas žiūronais

Žiūronai yra puiki priemonė tiek paieškai, tiek elementariam Veneros stebėjimui. Didelis matymo laukas leidžia stebėti Veneros artėjimą prie kitų planetų ir Mėnulio. Galingi astronominiai žiūronai 15x70 ir 20x100 gali parodyti planetos fazes, kai matoma disko dalis yra didesnė nei 40 colių.

Veneros ieškoti žiūronais geriausia atlikti dienos metu. Tačiau atminkite, kad net trumpas saulės smūgis regėjimo lauke gali jus apakinti! Apžiūrėkite Venerą geru oru, kai horizonte matomi tolimi pastatai, o dangus yra tamsiai mėlynas. Visa tai liudija apie puikų atmosferos skaidrumą. Jūsų atskaitos taškas ieškant bus Mėnulis, kuris puikiai matomas dienos danguje. Tačiau iš anksto nustatykite dieną ir apytikslį laiką, kada Mėnulis ir Venera priartės prie minimalaus atstumo. Tai galite sužinoti pasitelkę planetariumo programą.

Veneros stebėjimas per teleskopą

Veneros dienos stebėjimai

Akinantis Veneros spindesys sumažina vaizdo kontrastą net ir pradinio lygio teleskopuose. Tai apsunkina jo fazių stebėjimą ir neleidžia matyti detalių planetos paviršiuje. Tačiau yra keletas būdų, kaip sumažinti Veneros ryškumą. Pirma, Veneros stebėjimus geriausia atlikti dienos metu. Be to, tai galima padaryti ištisus metus. Išimtis yra dvi savaitės prieš ir po viršutinės Veneros jungties su Saule.

Naudojant šiuolaikinius teleskopus su automatine „Go-To“ valdymo sistema, Venerą galima lengvai rasti naudojant Saulės išlyginimo metodą. Taip pat galite aptikti planetą per teleskopą ant pusiaujo kalno su padėties koordinatės apskritimais. Kuo atsargiau sulygiuokite laikiklį ir nukreipkite vamzdelį į saulę, laikydamiesi visų saugumo priemonių. Po to koordinačių lankai turėtų būti sulygiuoti su Saulės pusiaujo koordinatėmis, ir tik tada galite palaipsniui judinti vamzdelį, pasiekdami Veneros koordinačių sutapimą su nustatymo apskritimų koordinatėmis. Taip pat galite naudoti paieškos okuliarą. Atkreipkite dėmesį, kad Veneros paiešką palengvina iš anksto nustačius teleskopo židinį tolimiems objektams.

Kai paieška sėkminga, galima naudoti padidintą padidinimą. Įsigykite raudoną arba oranžinį filtrą, kad padidintumėte dangaus fono ir Veneros kontrastą ir paryškintumėte subtilias debesų dangos detales. Apatinės jungties momentu planeta vizualizuojama kaip siauras pjautuvas. Tada galite pamatyti Veneros ragus, kurie eina aplink planetinį diską su ploniausiu šviesos kraštu. Šis reiškinys atsiranda dėl saulės spindulių sklaidos Veneros atmosferoje.

Veneros tranzitas per saulę

Veneros naktiniai stebėjimai

Žinoma, dienos Veneros stebėjimai turi nemažai privalumų, tačiau kai kurie astronomai mėgsta tai tyrinėti nakties ar prieblandos danguje. Tokiu metu nėra sunku rasti planetą. Tačiau šis pliusas derinamas su kai kuriais trūkumais. Pagrindinis yra akinantis blizgesys, neleidžiantis pamatyti smulkiausių detalių ant Veneros debesies. Norėdami kovoti su šia problema, galite naudoti specialų poliarizuojantį kintamo tankio filtrą.

Antrasis trūkumas yra žema Veneros padėtis virš horizonto. Netgi maksimalios vizualizacijos naktį Venera nepakyla virš horizonto virš 30˚. Ir visi astronomai žino, kad bet kurio objekto astronominius stebėjimus geriausia atlikti, kai jis yra daugiau nei 30˚ aukštyje. Taigi neigiama atmosferos įtaka vaizdo kokybei sumažėja iki nulio.

Stebint tamsius raštus Veneros debesyse

Dažniausiai Venera astronomams atrodo kaip vienodas pilkai balkšvas diskas be jokių detalių. Tačiau esant puikioms atmosferos sąlygoms, palei terminatorių galima pamatyti tamsią sritį. Nedaugeliui astronomų pavyksta pamatyti tamsius keistų formų darinius. Kokie veiksniai turi įtakos dalių matomumui? Šiandien šis klausimas lieka neatsakytas. Tam įtakos turi daugybė veiksnių, įskaitant įrangos kokybę, stebėjimo sąlygas ir žmogaus akies galimybes.

Maždaug prieš 30 metų mokslo bendruomenėje buvo sukurta idėja, kad kai kurių žmonių akys yra jautresnės ultravioletiniam spektrui. Jie sugeba išskirti tamsias juosteles ir kitus darinius Veneroje. Šią idėją patvirtino ultravioletiniai vaizdai, kuriuose buvo matyti tradicinėse nuotraukose nematomos detalės. Be to, nepamirškite, kad norintys astronomai yra linkę į apgaulę. Tiesą sakant, tamsios detalės yra labai subtilios, todėl daug lengviau įtikinti save apie jų egzistavimą nei pamatyti jas realybėje.

Taip pat neįmanoma vienareikšmiškai atsakyti į klausimą apie minimalią teleskopo galią, kad būtų galima stebėti detales Veneros paviršiuje. Kai kurie astronomai gali juos pamatyti 100 mm teleskopu, o kiti nesėkmingai bando naudoti galingesnius instrumentus. Kai kurie entuziastai sėkmingai taiko geltonos, violetinės, mėlynos spalvos filtrus. Todėl patariame nuolat stengtis ištirti įdomias Veneros savybes, lavinti akis ir eksperimentuoti su teleskopo galia.

Šiuo metu buvo sukurtos kelios tamsios detalės:

• Radialinis. Tamsios juostelės, sklindančios iš vieno saulės taško.
• Juosta. Tamsios juostelės lygiagrečios viena kitai. Statmena ragų kraštams.
• Neteisinga. Jie turi neryškią formą.
• Amorfinis. Chaotiško pobūdžio tamsėjimas, be jokios formos.

Ryškiai baltos dėmės ant Veneros

Jei žinote, kaip danguje stebėti Venerą, tada kai kuriais atvejais planetoje galite pamatyti ryškių dėmių šalia planetos polių. Šios „poliarinės dėmės“ gali būti stebimos kelias dienas ar savaites. Jie palaipsniui atsiranda ir palaipsniui išnyksta. Dažniau jie susidaro Pietų ašigalyje, rečiau - Šiaurės ašigalyje.

Anomalijos

Schroeter efektas

„Schroeter“ efektas yra dichotomijos momento keitimas į priekį arba vėlavimas keliomis dienomis (remiantis preliminariais skaičiavimais). Jis stebimas netoli žemesnių planetų ir atsiranda dėl saulės spindulių sklaidos išilgai galūnės linijos.

Peleninė šviesa

Iliuzija, kad Venera vizualizuojama siauro pjautuvo pavidalu. Kai kuriais atvejais galite pastebėti nedidelį paslėptos Veneros dalies švytėjimą.

Kontūro šiurkštumas

Šviesių ir tamsių detalių derinys išilgai terminatoriaus linijos. Tai sukuria nelygaus kraštovaizdžio iliuziją. Vizualiai pastebėti šį reiškinį yra gana sunku. Tačiau tai aiškiai matoma astrofotografijoje. Ant jų Venera atrodo kaip sūrio gabalas, apjuostas pelėmis aplink kraštus.

Planeta Venera

Bendra informacija apie Veneros planetą. Žemės sesuo

1 pav. Venera. 2008 m. Sausio 14 d. „MESSENGER“ įrenginio momentinė nuotrauka. Kreditas: NASA / Johns Hopkins universiteto Taikomosios fizikos laboratorija / Carnegie institucija Vašingtone

Venera yra antroji planeta nuo Saulės, savo dydžiu, gravitacija ir sudėtimi labai panaši į mūsų Žemę. Kartu tai yra ryškiausias dangaus objektas po Saulės ir Mėnulio, pasiekiantis -4,4 balo dydį.

Veneros planeta buvo labai gerai ištirta, nes joje apsilankė daugiau nei keliolika erdvėlaivių, tačiau astronomai vis dar turi klausimų. Štai tik keletas iš jų:

Pirmasis iš klausimų susijęs su Veneros sukimu: jos kampinis greitis yra toks, kad apatinės jungties metu Venera visą laiką yra nukreipta į Žemę toje pačioje pusėje. Šio nuoseklumo tarp Veneros sukimosi ir Žemės orbitinio judėjimo priežastys dar nėra aiškios ...

Antrasis klausimas yra Veneros atmosferos, kuri yra ištisinis milžiniškas sūkurys, judėjimo šaltinis. Be to, šis judėjimas yra labai galingas ir pasižymi nuostabiu pastovumu. Kokios jėgos sukuria tokio dydžio atmosferos sūkurį, nežinoma?

Ir paskutinis, trečias, klausimas - ar Veneros planetoje yra gyvybės? Faktas yra tas, kad kelių dešimčių kilometrų aukštyje drumstame Veneros sluoksnyje pastebimos sąlygos, kurios yra gana tinkamos organizmų gyvenimui: ne labai aukšta temperatūra, tinkamas slėgis ir kt.

Reikėtų pažymėti, kad vos prieš pusę amžiaus buvo daug daugiau klausimų, susijusių su Venera. Astronomai nieko nežinojo apie planetos paviršių, nežinojo nuostabios jos atmosferos sudėties, nežinojo jos magnetosferos savybių ir daug daugiau. Tačiau jie žinojo, kaip rasti Venerą naktiniame danguje, stebėti jos fazes, susijusias su planetos judėjimu aplink Saulę ir pan. Skaitykite apie tai, kaip atlikti tokius stebėjimus.

Stebint Veneros planetą iš Žemės

2 pav. Veneros planetos vaizdas iš Žemės. Kreditas: Carol Lakomiak

Kadangi Venera yra arčiau Saulės nei Žemė, ji niekada neatrodo per toli nuo jos: didžiausias kampas tarp jos ir Saulės yra 47,8 °. Dėl šių padėties Žemės danguje ypatybių Venera pasiekia maksimalų ryškumą prieš pat saulėtekį arba kurį laiką po saulėlydžio. Per 585 dienas jos vakaro ir ryto matomumo periodai keičiasi: laikotarpio pradžioje Venera matoma tik ryte, o po 263 dienų ji yra labai arti Saulės, o jos ryškumas neleidžia matyti planeta 50 dienų; tada ateina Veneros vakarinio matomumo laikotarpis, trunkantis 263 dienas, kol planeta vėl išnyksta 8 dienoms, atsidūrusi tarp Žemės ir Saulės. Po to matomumo kaita kartojama ta pačia tvarka.

Atpažinti Veneros planetą nesunku, nes naktiniame danguje jis yra ryškiausias šviesulys po Saulės ir Mėnulio, pasiekiantis maksimalų –4,4 žvaigždžių dydį. Išskirtinis planetos bruožas yra tolygi balta spalva.

3 pav. Veneros fazės pasikeitimas. Kreditas: svetainė

Stebint Venerą, net ir naudojant nedidelį teleskopą, galima pamatyti, kaip laikui bėgant keičiasi jos disko apšvietimas, t.y. įvyksta fazės pokytis, kurį pirmą kartą pastebėjo Galilėjus Galilėjus 1610 m. Artimiausioje mūsų planetos vietoje tik pašventinta lieka tik nedidelė Veneros dalis ir ji įgauna ploną pjautuvą. Šiuo metu Veneros orbita yra 3,4 ° kampu Žemės orbitos atžvilgiu, todėl paprastai ji praeina kiek aukščiau arba šiek tiek žemiau Saulės iki aštuoniolikos Saulės skersmenų.

Tačiau kartais būna situacija, kai Venera yra maždaug toje pačioje linijoje tarp Saulės ir Žemės, ir tada galite pamatyti itin retą astronominį reiškinį - Veneros perėjimą per Saulės diską. planeta yra mažos tamsios „dėmės“ formos, kurios skersmuo yra 1/30 saulės.

4 pav. Veneros perėjimas per Saulės diską. 2004 m. Rugpjūčio 6 d. NASA palydovo TRACE nuotrauka. Kreditas: NASA

Šis reiškinys pasitaiko maždaug 4 kartus per 243 metus: pirma, 2 žiemos perėjimai stebimi 8 metų dažniu, tada trunka 121,5 metų intervalas ir dar 2, šį kartą vasarą, pasivaikščiojimai vyksta tuo pačiu 8 metų dažniu. Veneros žiemos tranzitus galima stebėti tik po 105,8 metų.

Reikėtų pažymėti, kad jei 243 metų ciklo trukmė yra santykinai pastovi vertė, tada dažnis tarp žiemos ir vasaros praėjimų jame keičiasi dėl nedidelių neatitikimų planetų grįžimo į savo orbitos taškus laikotarpiuose “. jungtis.

Taigi, iki 1518 m. Vidinė Veneros tranzito seka atrodė „8-113,5-121,5“, o prieš 546 metus buvo 8 tranzitai, tarp kurių intervalai buvo lygūs 121,5 metų. Dabartinė seka išliks iki 2846 m., Po to ją pakeis kita: „105,5-129,5-8“.

Paskutinis Veneros planetos tranzitas, trunkantis 6 valandas, buvo pastebėtas 2004 m. Birželio 8 d., Kitas - 2012 m. Birželio 6 d. Tada bus pertrauka, kurios pabaiga bus tik 2117 m.

Veneros planetos tyrinėjimo istorija

5 pav. Čičen Icos miesto (Meksika) observatorijos griuvėsiai. Šaltinis: wikipedia.org.

Venera kartu su Merkurijumi, Marsu, Jupiteriu ir Saturnu buvo žinoma neolito eros (naujojo akmens amžiaus) žmonėms. Planetą gerai žinojo senovės graikai, egiptiečiai, kinai, Babilono ir Centrinės Amerikos gyventojai, Šiaurės Australijos gentys. Tačiau dėl Veneros stebėjimo tik ryte ar vakare ypatumų senovės astronomai manė, kad mato visiškai skirtingus dangaus objektus, todėl rytinę Venerą vadino vienu vardu, o vakarą - kitu. Taigi graikai vakarui Venerai suteikė Vespero vardą, o rytas - fosforą. Senovės egiptiečiai taip pat davė planetai du pavadinimus: Tayoumutiri - ryto Venera ir Oueyte - vakaras. Majų indėnai pavadino Venerą Noh Ek - „Didžiąja žvaigžde“ arba Xux Ek - „Vapsvos žvaigžde“ ir galėjo apskaičiuoti jos sinodinį laikotarpį.

Pirmieji žmonės, supratę, kad ryte ir vakare Venera yra viena ir ta pati planeta, buvo graikų pitagoriečiai; šiek tiek vėliau kitas senovės graikas Heraklidas iš Ponto pasiūlė Venerai ir Merkurijui suktis aplink Saulę, o ne Žemę. Maždaug tuo pačiu metu graikai suteikė planetai meilės ir grožio deivės Afroditės vardą.

Tačiau planeta šiuolaikiniams žmonėms pažįstamą pavadinimą „Venera“ gavo iš romėnų, kurie ją pavadino visos romėnų tautos deivės globėjos vardu, kuri romėnų mitologijoje užėmė tą pačią vietą kaip graikų kalba Afroditė.

Kaip matote, senovės astronomai tik stebėjo planetą, tuo pačiu apskaičiuodami sinodinius sukimosi laikotarpius ir sudarydami žvaigždėto dangaus žemėlapius. Taip pat buvo bandoma apskaičiuoti atstumą nuo Žemės iki Saulės stebint Venerą. Tam, kai planeta eina tiesiai tarp Saulės ir Žemės, naudojant paralakso metodą, reikia išmatuoti nereikšmingus praėjimo pradžios ar pabaigos laiko skirtumus dviejuose pakankamai toli esančiuose mūsų planetos taškuose. Atstumas tarp taškų toliau naudojamas kaip pagrindo ilgis, siekiant nustatyti atstumus iki Saulės ir Veneros naudojant trikampio metodą.

Istorikai nežino, kada astronomai pirmą kartą stebėjo Veneros planetos perėjimą per Saulės diską, tačiau jie žino asmens, kuris pirmą kartą numatė tokį praėjimą, vardą. Tai buvo vokiečių astronomas Johannesas Kepleris, kuris numatė 1631 m. Tačiau prognozuojamais metais dėl keleto Keplerio prognozės netikslumų niekas nepastebėjo praeities Europoje ...

6 pav. Jerome Horrocks stebi Veneros planetos praėjimą per Saulės diską. Šaltinis: wikipedia.org.

Tačiau kitas astronomas Jerome'as Horrocksas, patikslinęs Keplerio skaičiavimus, išsiaiškino tikslius ištraukų pasikartojimo laikotarpius ir 1639 m. Gruodžio 4 d. Iš savo namų Mach Hoole, Anglijoje, galėjo asmeniškai pamatyti Veneros perėjimą Saulės diskas.

Naudodamas paprastą teleskopą, Horrocksas suprojektavo saulės diską ant lentos, kur stebėtojo akys galėjo saugiai matyti viską, kas vyksta saulės disko fone. Ir 15 valandų 15 minučių, likus pusvalandžiui iki saulėlydžio, Horrocksas pagaliau pamatė numatytą praėjimą. Stebėjimų pagalba anglų astronomas bandė įvertinti atstumą nuo Žemės iki Saulės, kuris pasirodė lygus 95,6 mln.

1667 m. Giovanni Domenico Cassini pirmą kartą bandė nustatyti Veneros sukimosi aplink savo ašį laikotarpį. Jo gauta vertė buvo labai toli nuo tikrosios ir buvo 23 valandos ir 21 minutė. Taip buvo dėl to, kad Venera turėjo būti stebima tik kartą per dieną ir tik kelias valandas. Kelis dienas nukreipęs savo teleskopą į planetą ir visą laiką matydamas tą patį vaizdą, Cassini priėjo prie išvados, kad planeta Venera padarė visišką revoliuciją aplink savo ašį.

Po „Horrocks“ ir „Cassini“ stebėjimų, žinodami Keplerio skaičiavimus, viso pasaulio astronomai nekantriai laukė kitos progos stebėti Veneros tranzitą. Ir tokia galimybė jiems pasirodė 1761 m. Tarp astronomų, atlikusių stebėjimus, buvo ir mūsų rusų mokslininkas Michailas Vasiljevičius Lomonosovas, kuris aptiko, kai planeta pateko į Saulės diską, taip pat kai jį paliko, ryškus žiedas aplink tamsųjį Veneros diską. Stebėtą reiškinį, vėliau pavadintą jo vardu („Lomonosovo fenomenas“), Lomonosovas paaiškino tuo, kad Veneroje buvo atmosfera, kurioje lūžo saulės spinduliai.

Po 8 metų stebėjimus tęsė anglų astronomas Williamas Herschelis ir vokiečių astronomas Johanas Schroeteris, antrą kartą „atradę“ Veneros atmosferą.

XIX amžiaus šeštajame dešimtmetyje astronomai pradėjo bandyti išsiaiškinti atrastos Veneros atmosferos sudėtį ir, pirmiausia, spektrinės analizės būdu nustatyti deguonies ir vandens garų buvimą joje. Tačiau nerasta nei deguonies, nei vandens garų. Po kurio laiko, jau XX amžiuje, buvo atnaujinti bandymai surasti „gyvybės dujas“: stebėjimus ir tyrimus atliko A. A. Belopolskis Pulkovo mieste (Rusija) ir Vesto Melvinas Sliferis Flagstafe (JAV).

Tame pačiame XIX a. italų astronomas Giovanni Schiaparelli vėl bandė nustatyti Veneros sukimosi aplink savo ašį laikotarpį. Darant prielaidą, kad Veneros sukimasis į Saulę visada yra susijęs su labai lėtu jos sukimu, jis nustatė, kad jos sukimosi aplink ašį laikotarpis yra lygus 225 dienoms, o tai buvo 18 dienų trumpiau nei tikroji.

7 pav. Mount Wilson observatorija. Kreditas: MWOA

1923 m. Edisonas Pettitas ir Sethas Nicholsonas Mount Wilson observatorijoje prie Vilsono kalno Kalifornijoje (JAV) pradėjo matuoti viršutinių Veneros debesų temperatūrą, kurią vėliau atliko daugelis mokslininkų. Po devynerių metų Amerikos astronomai W. Adamsas ir T. Denhamas toje pačioje observatorijoje užfiksavo tris Veneros spektro juostas, priklausančias anglies dioksidui (CO 2). Juostų intensyvumas leido daryti išvadą, kad šių dujų kiekis Veneros atmosferoje yra daug kartų didesnis nei jų kiekis Žemės atmosferoje. Kitų dujų Veneros atmosferoje nerasta.

1955 metais Williamas Sintonas ir Johnas Strongas (JAV) išmatavo Veneros debesies sluoksnio temperatūrą, kuri pasirodė esant -40 ° С, ir dar žemesnę netoli planetos polių.

Be amerikiečių, sovietų mokslininkai N.P.Barabašovas, V.V. Sharonovas ir V. I. Ezersky, prancūzų astronomas B. Lyot. Jų tyrimai, taip pat Sobolevo sukurta šviesos sklaidos tankioje planetinėje atmosferoje teorija parodė, kad Veneros debesų dalelių dydis yra apie vieną mikrometrą. Mokslininkams beliko išsiaiškinti šių dalelių pobūdį ir išsamiau ištirti visą Veneros debesies sluoksnio storį, o ne tik jo viršutinę ribą. Tam reikėjo į planetą nusiųsti tarpplanetines stotis, kurias vėliau sukūrė SSRS ir JAV mokslininkai ir inžinieriai.

Pirmasis erdvėlaivis, paleistas į Veneros planetą, buvo „Venera-1“. Šis įvykis įvyko 1961 m. Vasario 12 d. Tačiau po kurio laiko ryšys su erdvėlaiviu nutrūko ir „Venera-1“ pateko į Saulės palydovo orbitą.

8 pav. „Venera-4“. Kreditas: NSSDC

9 pav. „Venera-5“. Kreditas: NSSDC

Kitas bandymas taip pat buvo nesėkmingas: erdvėlaivis „Venera-2“ skrido 24 tūkst. iš planetos. Tik „Venera-3“, kurį 1965 m. Paleido Sovietų Sąjunga, sugebėjo priartėti prie planetos ir net nusileisti ant jos paviršiaus, o tai palengvino specialiai sukurta nusileidimo transporto priemonė. Tačiau dėl stoties valdymo sistemos gedimo duomenų apie Venerą nebuvo gauta.

Po dvejų metų, 1967 m. Birželio 12 d., „Venera-4“ išvyko į planetą, taip pat aprūpinta nusileidimo transporto priemone, kurios tikslas buvo ištirti Veneros atmosferos fizines savybes ir cheminę sudėtį, naudojant 2 atsparumo termometrus, barometrinius. jutiklis, jonizacijos atmosferos tankio matuoklis ir 11 kasečių. dujų analizatoriai. Įrenginys įvykdė savo paskirtį, nustatęs didžiulį anglies dioksido kiekį, silpną planetą supantį magnetinį lauką ir radiacinių diržų nebuvimą.

1969 m., Tik su 5 dienų intervalu, į Venerą iš karto pateko 2 tarpplanetinės stotys, kurių serijos numeriai yra 5 ir 6.

Jų nusileidimo transporto priemonės, turinčios radijo siųstuvus, radijo aukščio matuoklius ir kitą mokslinę įrangą, nusileidimo metu perduodavo informaciją apie atmosferos slėgį, temperatūrą, tankį ir cheminę sudėtį. Paaiškėjo, kad Veneros atmosferos slėgis siekia 27 atmosferas; nepavyko sužinoti, ar jis gali viršyti nurodytą vertę: nusileidimo transporto priemonės didesniam slėgiui tiesiog nebuvo apskaičiuotos. Veneros atmosferos temperatūra erdvėlaivio nusileidimo metu svyravo nuo 25 ° iki 320 ° C. Atmosferoje vyravo anglies dioksidas su nedideliu azoto kiekiu, deguonimi ir vandens garų priemaiša.

10 pav. „Mariner-2“. Kreditas: NASA / JPL

Be Sovietų Sąjungos erdvėlaivio, „Mariner“ serijos amerikiečių erdvėlaiviai tyrinėjo Veneros planetą, iš kurios pirmasis su serijos numeriu 2 (numeris 1 sudužo pradžioje) praskriejo pro planetą gruodžio mėn. 1962 m., Nustatęs jo paviršiaus temperatūrą. Panašiai kitas amerikiečių erdvėlaivis „Mariner 5“ tyrinėjo Venerą skrisdamas pro planetą 1967 m. Vykdydama savo programą penktoji pagal skaičių „Mariner“ patvirtino anglies dioksido paplitimą Veneros atmosferoje, išsiaiškino, kad slėgis šios atmosferos storyje gali siekti 100 atmosferų, o temperatūra - 400 ° C.

Reikėtų pažymėti, kad Veneros planetos tyrimas 60 -aisiais. atėjo iš Žemės. Taigi, pasitelkę radarų metodus, Amerikos ir Sovietų Sąjungos astronomai nustatė, kad Veneros sukimasis yra atvirkštinis, o Veneros sukimosi laikotarpis yra ~ 243 dienos.

1970 m. Gruodžio 15 d. Erdvėlaivis „Venera-7“ pirmą kartą pasiekė planetos paviršių ir, 23 minutes dirbęs prie jo, perdavė duomenis apie atmosferos sudėtį, įvairių sluoksnių temperatūrą ir slėgį, kurie, pasak pagal matavimų rezultatus buvo lygi 90 atmosferų.

Po pusantrų metų, 1972 metų liepą, kitas sovietų erdvėlaivis nusileido Veneros paviršiuje.

Pasitelkus mokslinę įrangą, sumontuotą nusileidimo transporto priemonėje, buvo išmatuotas Veneros paviršiaus apšvietimas, lygus 350 ± 150 liuksų (kaip Žemėje debesuotą dieną), o paviršinių uolienų tankis lygus 1,4 g / cm 3. Nustatyta, kad Veneros debesys yra 48–70 km aukštyje, turi daugiasluoksnę struktūrą ir susideda iš 80% sieros rūgšties lašelių.

1974 m. Vasario mėn. „Mariner-10“ skrido pro Venerą, 8 dienas fotografuodamas jos debesuotumą, siekdamas ištirti atmosferos dinamiką. Remiantis gautais vaizdais, buvo galima nustatyti Veneros debesies sluoksnio sukimosi laikotarpį, lygų 4 dienoms. Taip pat paaiškėjo, kad šis sukimasis vyksta pagal laikrodžio rodyklę, žiūrint iš planetos šiaurinio poliaus.

11 pav. „Venera-10“ nusileidimo transporto priemonė. Kreditas: NSSDC

Po kelių mėnesių, spalio 74 d., Veneros paviršiuje nusileido sovietų erdvėlaiviai, kurių serijos numeriai 9 ir 10. Nusileidę 2200 km atstumu vienas nuo kito, jie perdavė pirmąsias paviršiaus panoramas nusileidimo vietose į Žemę. Per valandą nusileidimo transporto priemonės perdavė mokslinę informaciją iš paviršiaus į erdvėlaivius, kurie buvo perkelti į Veneros dirbtinių palydovų orbitą ir perdavė ją į Žemę.

Reikėtų pažymėti, kad po „Veneros -9 ir 10“ skrydžių Sovietų Sąjunga paleido visus šios serijos erdvėlaivius poromis: pirma, vienas erdvėlaivis buvo išsiųstas į planetą, paskui su minimaliu laiko intervalu - kitas.

Taigi 1978 m. Rugsėjo mėn. „Venera-11“ ir „Venera-12“ išvyko į Venerą. Tų pačių metų gruodžio 25 dieną jų nusileidimo transporto priemonės pasiekė planetos paviršių, nufotografavo nemažai nuotraukų ir kai kurias iš jų perdavė į Žemę. Iš dalies dėl to, kad viena iš nusileidimo transporto priemonių neatidarė apsauginių kamerų dangčių.

Kosminio laivo nusileidimo metu elektros iškrovos buvo užfiksuotos Veneros atmosferoje ir buvo labai galingos bei dažnos. Taigi, vienas iš prietaisų aptiko 25 iškrovimus per sekundę, kitas - apie tūkstantį, o vienas griaustinio perkūnija truko 15 minučių. Pasak astronomų, elektros iškrovos buvo susijusios su aktyvia vulkanine veikla erdvėlaivių nusileidimo vietose.

Maždaug tuo pačiu metu Veneros tyrimą jau atliko amerikiečių serijos erdvėlaivis-„Pioneer-Venus-1“, paleistas 1978 m.

Gruodžio 4 d., Įžengęs į 24 valandų elipsinę orbitą aplink planetą, prietaisas pusantrų metų atliko radaro kartografavimą, tyrė Veneros magnetosferą, jonosferą ir debesų struktūrą.

pav. 12 „Pioneer-Venera-1“. Kreditas: NSSDC

Po pirmojo „pionieriaus“ antrasis atiteko Venerai. Tai įvyko 1978 m. Rugpjūčio 8 d. Lapkričio 16 dieną pirmoji ir didžiausia nusileidimo transporto priemonės atsiskyrė nuo transporto priemonės, po 4 dienų išsiskyrė 3 kitos nusileidimo transporto priemonės. Gruodžio 9 dieną visi keturi moduliai pateko į planetos atmosferą.

Remiantis „Pioneer-Venus-2“ nusileidimo transporto priemonių tyrimo rezultatais, buvo nustatyta Veneros atmosferos sudėtis, todėl buvo nustatyta, kad argono-36 ir argono-38 koncentracija joje yra 50- 500 kartų didesnė nei šių dujų koncentracija Žemės atmosferoje. Atmosferą daugiausia sudaro anglies dioksidas, nedidelis kiekis azoto ir kitų dujų. Po pačiais planetos debesimis buvo rasti vandens garų pėdsakai ir didesnė nei tikėtasi molekulinės deguonies koncentracija.

Tą patį debesų sluoksnį, kaip paaiškėjo, sudaro bent 3 gerai apibrėžti sluoksniai.

Viršutiniame, esančiame 65–70 km aukštyje, yra koncentruotos sieros rūgšties lašų. Kiti 2 sluoksniai yra maždaug vienodos sudėties, vienintelis skirtumas yra tas, kad mažiausiame sluoksnyje vyrauja didesnės sieros dalelės. Mažesniame nei 30 km aukštyje. Veneros atmosfera yra gana skaidri.

Nusileidimo metu prietaisai atliko temperatūros matavimus, kurie patvirtino didžiulį šiltnamio efektą, vyraujantį Veneroje. Taigi, jei maždaug 100 km aukštyje temperatūra buvo -93 ° C, tai viršutinėje debesų riboje ji buvo -40 ° C, o tada toliau didėjo ir pasiekė 470 ° C pačiame paviršiuje ...

1981 m. Spalio-lapkričio mėn., Su 5 dienų intervalu, išvyko „Venera-13“ ir „Venera-14“, kurių nusileidimo transporto priemonės kovo mėnesį, jau 82-ąją, pasiekė planetos paviršių, perduodamos panoraminius nusileidimo vaizdus vietų į Žemę. kuriose buvo matomas geltonai žalios spalvos Veneros dangus, ir ištyrus Veneros dirvožemio sudėtį, kurioje buvo rasta: silicio dioksido (iki 50% visos dirvos masės), aliuminio aliuminio (16 %), magnio oksidų (11%), geležies, kalcio ir kitų elementų. Be to, pasitelkę „Venus-13“ įdiegtą garso įrašymo įrenginį, mokslininkai pirmą kartą išgirdo kitos planetos garsus, būtent griaustinius.

13 pav. Veneros planetos paviršius. 1982 m. Kovo 1 d. Erdvėlaivio „Venera-13“ momentinė nuotrauka. Kreditas: NSSDC

1983 m. Birželio 2 d. AMS (automatinė tarpplanetinė stotis) „Venera-15“ nuvyko į Veneros planetą, kuri tų pačių metų spalio 10 dieną pateko į poliarinę orbitą aplink planetą. Spalio 14 d., Venera-16 buvo paleista į orbitą, paleista po 5 dienų. Abi stotys buvo suprojektuotos tyrinėti Veneros reljefą, naudojant laive įrengtus radarus. Dirbusios kartu daugiau nei aštuonis mėnesius, stotys gavo planetos paviršiaus vaizdą didžiulėje teritorijoje: nuo Šiaurės ašigalio iki ~ 30 ° šiaurės platumos. Apdorojus šiuos duomenis, buvo sudarytas išsamus šiaurės Veneros pusrutulio žemėlapis 27 lapuose ir paskelbtas pirmasis planetos reljefo atlasas, kuris vis dėlto užėmė tik 25% jo paviršiaus. Taip pat, remdamiesi erdvėlaivių tyrimų medžiaga, sovietų ir amerikiečių kartografai, vykdydami pirmąjį tarptautinį nežemiškos kartografijos projektą, vykdomą Mokslų akademijos ir NASA, kartu sukūrė trijų tyrimų žemėlapių seriją Venera. Šios žemėlapių serijos, pavadintos „Magellan Flight Planning Kit“, pristatymas įvyko 1989 m. Vasarą Tarptautiniame geologijos kongrese Vašingtone.

14 pav. Nusileidimo modulis АМС "Vega-2". Kreditas: NSSDC

Po „Veneros“ planetos tyrimą tęsė sovietinė „Vega“ serijos AMS. Tokių transporto priemonių buvo dvi: „Vega-1“ ir „Vega-2“, kurios, skiriant 6 dienų skirtumą, į Venerą buvo paleistos 1984 m. Po šešių mėnesių transporto priemonės priartėjo prie planetos, tada nuo jų atsiskyrė nusileidimo moduliai, kurie, patekę į atmosferą, taip pat buvo suskirstyti į nusileidimo modulius ir balionų zondus.

2 balionų zondai, užpildę parašiutų apvalkalus heliu, maždaug 54 km aukštyje dreifavo skirtinguose planetos pusrutuliuose ir dvi dienas perdavė duomenis, per tą laiką nuskridę apie 12 tūkst. Vidutinis greitis, kuriuo zondai skrido šiuo keliu, buvo 250 km / h, o tai padėjo galingas pasaulinis Veneros atmosferos sukimasis.

Zondų duomenys parodė, kad debesų sluoksnyje yra labai aktyvių procesų, kuriems būdingos galingos kylančios ir mažėjančios srovės.

Kai zondas „Vega-2“ skrido Afroditės srityje virš 5 km aukščio, jis nukrito į oro skylę, staigiai nusileidęs 1,5 km. Abu zondai taip pat aptiko žaibo iškrovą.

Lėktuvas atliko debesų sluoksnio ir atmosferos cheminės sudėties tyrimą, kol jie leidosi žemyn, o po to, švelniai nusileidę Rusalkos lygumoje, jie pradėjo analizuoti dirvožemį, matuojant rentgeno fluorescencijos spektrus. Abiejuose modulių nusileidimo taškuose jie rado uolienų, turinčių palyginti mažą natūralių radioaktyviųjų elementų koncentraciją.

1990 m., Atlikdamas pagalbinius gravitacinius manevrus, „Galileo“ („Galileo“) erdvėlaivis praskrido pro Venerą, iš kurios buvo paimtas NIMS infraraudonųjų spindulių spektrometras, todėl paaiškėjo, kad esant 1.1, 1.18 ir 1 bangų ilgiui, 02 µm signalas koreliuoja su paviršiaus topografija, tai yra, atitinkamiems dažniams yra „langai“, pro kuriuos matomas planetos paviršius.

15 pav. Tarpplanetinės stoties „Magellan“ įkėlimas į erdvėlaivio „Atlantis“ krovinių saugyklą. Kreditas: JPL

Prieš metus, 1989 m. Gegužės 4 d., NASA tarpplanetinė Magelano stotis nuvyko į Veneros planetą, kuri, dirbusi iki 1994 m. Spalio mėn., Gavo beveik viso planetos paviršiaus nuotraukas, tuo pačiu atlikdama daugybę eksperimentų.

Tyrimas buvo atliktas iki 1992 m. Rugsėjo mėn., Apimantis 98% planetos paviršiaus. 1990 m. Rugpjūčio mėn. Įžengęs į pailgą poliarinę orbitą aplink Venerą, kurios aukštis nuo 295 iki 8500 km, o orbitos periodas - 195 minutės, erdvėlaivis, artėdamas prie planetos, kiekvienoje artėjant prie planetos atvaizdavo siaurą 17–28 km pločio ir apie 70 tūkst. Km ilgio juostą. Iš viso buvo 1800 tokių grupių.

Kadangi Magelanas ne kartą filmavo daugybę sričių skirtingais kampais, tai leido sudaryti trimatį paviršiaus modelį, taip pat ištirti galimus kraštovaizdžio pokyčius. Stereofoninis vaizdas buvo gautas 22% Veneros paviršiaus. Be to, buvo sudarytas: Veneros paviršiaus aukščių žemėlapis, gautas naudojant altimetrą (altimetrą), ir jos uolienų elektros laidumo žemėlapis.

Remiantis vaizdų, kuriuose buvo lengvai atskirtos iki 500 m dydžio detalės, rezultatais nustatyta, kad Veneros planetos paviršių daugiausia užima kalvotos lygumos, o pagal geologinius standartus jis yra gana jaunas - apie 800 mln. . Paviršiuje yra palyginti nedaug meteorito kraterių, tačiau dažnai aptinkami vulkaninės veiklos pėdsakai.

Nuo 1992 m. Rugsėjo iki 1993 m. Gegužės Magelanas tyrinėjo Veneros gravitacinį lauką. Šiuo laikotarpiu jis neatliko paviršiaus radaro, bet transliavo nuolatinį radijo signalą į Žemę. Keičiant signalo dažnį, buvo galima nustatyti menkiausius transporto priemonės greičio pokyčius (vadinamasis Doplerio efektas), o tai leido atskleisti visas planetos gravitacinio lauko ypatybes.

Gegužės mėnesį „Magellan“ pradėjo savo pirmąjį eksperimentą: praktiškai taikyti atmosferinio stabdymo technologiją, siekiant išsiaiškinti anksčiau gautą informaciją apie Veneros gravitacinį lauką. Norėdami tai padaryti, jo žemiausia orbitos vieta buvo šiek tiek nuleista taip, kad prietaisas palies viršutinę atmosferą ir pakeis orbitos parametrus nenaudodamas degalų. Rugpjūčio mėnesį „Magelano“ orbita skriejo 180–540 km aukštyje, o orbitos periodas buvo 94 minutės. Remiantis visų matavimų rezultatais, buvo sudarytas „gravitacijos žemėlapis“, apimantis 95% Veneros paviršiaus.

Galiausiai 1994 m. Rugsėjo mėn. Buvo atliktas paskutinis eksperimentas, kurio tikslas buvo ištirti viršutinę atmosferos dalį. Laivo saulės baterijos buvo išskleistos kaip vėjo malūno mentės, o Magelano orbita buvo nuleista. Tai leido gauti informaciją apie molekulių elgesį viršutiniuose atmosferos sluoksniuose. Spalio 11 dieną orbita paskutinį kartą buvo nuleista, o spalio 12 d., Patekus į tankius atmosferos sluoksnius, ryšys su įrenginiu nutrūko.

Savo darbo metu „Magellan“ padarė kelis tūkstančius orbitų aplink Venerą, tris kartus fotografuodamas planetą naudodamas į šoną žiūrinčius radarus.

16 pav. Veneros planetos paviršiaus cilindrinis žemėlapis, sudarytas iš tarpplanetinės stoties „Magellan“ vaizdų. Kreditas: NASA / JPL

Po ilgo 11 metų „Magelano“ skrydžio erdvėlaivių Veneros tyrimo istorijoje įvyko pertrauka. Sovietų Sąjungos tarpplanetinių tyrimų programa buvo sutrumpinta, amerikiečiai perėjo į kitas planetas, pirmiausia į dujų milžinus: Jupiterį ir Saturną. Ir tik 2005 m. Lapkričio 9 d. Europos kosmoso agentūra (ESA) atsiuntė į Venerą naujos kartos erdvėlaivį „Venus Express“, sukurtą toje pačioje platformoje kaip ir prieš 2 metus paleista „Mars Express“.

17 pav. „Venus Express“. Kreditas: ESA

Praėjus 5 mėnesiams po paleidimo, 2006 m. Balandžio 11 d., Prietaisas atvyko į Veneros planetą, netrukus įžengęs į labai pailgą elipsinę orbitą ir tapęs jos dirbtiniu palydovu. Tolimiausiame orbitos taške nuo planetos centro (apocentro) „Venus Express“ nuvažiavo 220 tūkstančių kilometrų nuo Veneros, o artimiausiame (pericentre) - tik 250 kilometrų aukštyje nuo planetos paviršiaus.

Po kurio laiko dėl subtilių orbitos pataisymų „Venus Express“ periapsis buvo nuleistas dar žemiau, o tai leido transporto priemonei patekti į viršutinius atmosferos sluoksnius ir dėl aerodinaminės trinties vėl ir vėl šiek tiek, bet tikrai sulėtėjo greitis, siekiant sumažinti apocentro aukštį. Dėl to orbitos parametrai, tapę apipoliniais, įgijo tokius parametrus: apocentro aukštis - 66 000 kilometrų, pericentro aukštis - 250 kilometrų, o aparato orbitos laikotarpis - 24 valandos.

„Venus Express“ beveik poliarinės darbinės orbitos parametrai nebuvo pasirinkti atsitiktinai: todėl 24 valandų cirkuliacijos laikotarpis yra patogus reguliariam bendravimui su Žeme: priartėjus prie planetos, prietaisas renka mokslinę informaciją, o po nutolęs nuo jo, jis veda 8 valandų bendravimo sesiją, vieną kartą perduodamas iki 250 MB informacijos. Kitas svarbus orbitos bruožas yra statmenumas Veneros pusiaujui, todėl prietaisas turi galimybę išsamiai ištirti planetos polinius regionus.

Įeinant į beveik poliarinę orbitą, prietaisas patyrė erzinantį nemalonumą: PFS spektrometras, skirtas atmosferos cheminei sudėčiai tirti, buvo netinkamas arba, tiksliau, buvo išjungtas. Kaip paaiškėjo, veidrodis buvo užstrigęs, o tai turėjo perjungti prietaiso „žvilgsnį“ iš atskaitos šaltinio (zondo borto) į planetą. Po daugybės bandymų apeiti gedimą inžinieriai sugebėjo pasukti veidrodį 30 laipsnių kampu, tačiau to nepakako, kad prietaisas veiktų, ir galų gale jis turėjo būti išjungtas.

Balandžio 12 d. Prietaisas pirmą kartą nufotografavo anksčiau nefotografuotą pietinį Veneros ašigalį. Šios pirmosios nuotraukos, padarytos naudojant VIRTIS spektrometrą iš 206 452 kilometrų aukščio virš paviršiaus, atskleidė tamsų piltuvą, panašų į panašų darinį virš planetos šiaurės poliaus.

18 pav. Debesys virš Veneros paviršiaus. Kreditas: ESA

Balandžio 24 dieną VMC fotoaparatas nufotografavo seriją Veneros debesų dangos ultravioletinių spindulių diapazone, o tai siejama su reikšmingu - 50 procentų - šios radiacijos absorbcija planetos atmosferoje. Prispaudus prie tinklelio, buvo gautas mozaikinis vaizdas, apimantis nemažą debesų plotą. Analizuojant šį vaizdą, buvo nustatytos mažo kontrasto juostos struktūros, kurios yra stipraus vėjo poveikio rezultatas.

Praėjus mėnesiui po atvykimo - gegužės 6 d., 23 val. 49 min. Maskvos laiku (19:49 UTC), „Venus Express“ pateko į savo nuolatinę darbo orbitą su 18 valandų orbitos periodu.

Gegužės 29 dieną stotis atliko pietų poliarinio regiono infraraudonųjų spindulių tyrimą ir rado labai netikėtos formos sūkurį: su dviem „ramybės zonomis“, kurios yra sudėtingai sujungtos viena su kita. Išsamiau ištyrę paveikslą, mokslininkai padarė išvadą, kad priešais juos yra 2 skirtingos struktūros, gulinčios skirtingame aukštyje. Kiek stabilus šis atmosferos darinys, dar neaišku.

Liepos 29 d. VIRTIS padarė 3 Veneros atmosferos nuotraukas, iš kurių buvo padaryta mozaika, parodanti sudėtingą jos struktūrą. Nuotraukos buvo daromos maždaug 30 minučių intervalu ir jau pastebimai nesutapo ties ribomis, o tai rodo didelį Veneros atmosferos dinamiškumą, susijusį su uraganų vėjais, pučiančiais daugiau nei 100 m / s greičiu.

Kitas „Venus Express“ įrengtas spektrometras SPICAV nustatė, kad debesys Veneros atmosferoje gali pakilti iki 90 kilometrų aukščio tankaus rūko pavidalu ir iki 105 kilometrų, tačiau skaidresnės miglos pavidalu. Anksčiau kiti erdvėlaiviai debesis fiksavo tik iki 65 kilometrų aukščio virš paviršiaus.

Be to, naudodamiesi SOIR įrenginiu kaip SPICAV spektrometro dalimi, mokslininkai Veneros atmosferoje atrado „sunkų“ vandenį, kuriame yra sunkiojo vandenilio izotopo - deuterio - atomai. Pakanka paprasto vandens planetos atmosferoje, kad visas jo paviršius būtų padengtas 3 centimetrų sluoksniu.

Beje, žinodami „sunkaus vandens“ procentą nuo paprasto vandens, galite įvertinti Veneros vandens balanso dinamiką praeityje ir dabartyje. Remiantis šiais duomenimis, buvo pasiūlyta, kad anksčiau planetoje galėjo egzistuoti kelių šimtų metrų gylio vandenynas.

Kitas svarbus mokslinis prietaisas, sumontuotas „Venera Express“, plazmos analizatorius ASPERA, užfiksavo didelį medžiagos išsiskyrimo iš Veneros atmosferos greitį, taip pat sekė kitų dalelių, ypač helio jonų, trajektorijas, kurios yra saulės kilmės.

„Venus Express“ veikia iki šiol, nors apytikslė aparato misijos trukmė tiesiogiai planetoje buvo 486 Žemės dienos. Tačiau misiją būtų galima pratęsti, jei stoties ištekliai leis, tam pačiam laikotarpiui, kuris, matyt, įvyko.

Šiuo metu Rusija jau kuria iš esmės naują erdvėlaivį - tarpplanetinę stotį „Venera -D“, skirtą išsamiai ištirti Veneros atmosferą ir paviršių. Tikimasi, kad stotis planetos paviršiuje galės dirbti 30 dienų, galbūt ir ilgiau.

Kitoje vandenyno pusėje - Jungtinėse Valstijose, NASA prašymu, korporacija „Global Aerospace“ taip pat neseniai pradėjo rengti Veneros tyrinėjimo projektą naudojant balioną, vadinamąjį. „Valdomas oro tyrinėjimo robotas“ arba DARE.

Daroma prielaida, kad 10 m skersmens balionas DARE skris planetos debesų sluoksnyje 55 km aukštyje. DARE aukštį ir kryptį valdys stratoplanas, kuris atrodo kaip mažas lėktuvas.

Ant kabelio po balionu bus įrengta gondola su televizijos kameromis ir keliolika mažų zondų, kurie bus nuleisti ant paviršiaus dominančiose vietose, kad būtų galima stebėti ir ištirti įvairių planetos paviršiaus geologinių struktūrų cheminę sudėtį. Šios sritys bus atrinktos remiantis išsamiu vietovės tyrimu.

Baliono misijos trukmė yra nuo šešių mėnesių iki metų.

Orbitos judėjimas ir Veneros sukimasis

19 pav. Atstumas nuo sausumos planetų iki Saulės. Kreditas: Mėnulio ir planetos institutas

Aplink Saulę Venera planeta juda arti apskritos orbitos, pasvirusios į ekliptikos plokštumą 3 ° 23 "39" "kampu. Veneros orbitos ekscentriškumas yra mažiausias Saulės sistemoje ir yra tik 0,0068. Todėl atstumas nuo planetos iki Saulės visada išlieka maždaug toks pat - 108,21 milijono km, tačiau atstumas tarp Veneros ir Žemės kinta ir plačiai: nuo 38 iki 258 mln.

Savo orbitoje, esančioje tarp Merkurijaus ir Žemės orbitų, Venera planeta juda vidutiniu 34,99 km / sek greičiu ir 224,7 Žemės dienų lygiu.

Venera sukasi aplink savo ašį daug lėčiau nei orbitoje: Žemė turi laiko apsisukti 243 kartus, o Venera - tik 1. jo sukimosi aplink savo ašį laikotarpis yra 243,0183 Žemės dienos.

Be to, šis sukimasis vyksta ne iš vakarų į rytus, kaip ir visos kitos planetos, išskyrus Uraną, bet iš rytų į vakarus.

Atvirkštinis Veneros planetos sukimasis lemia tai, kad diena joje trunka 58 Žemės dienas, ta pati naktis, o Veneros dienų trukmė yra lygi 116,8 Žemės dienų, taigi per Veneros metus galite pamatyti tik 2 pakilimus ir 2 saulėtekiai, o pakilimas įvyks vakaruose ir nusileis rytuose.

Veneros kieto kūno sukimosi greitį gali užtikrintai nustatyti tik radaras, nes ištisinis debesuotumas slepia jo paviršių nuo stebėtojo. Pirmą kartą radaro atspindys iš Veneros buvo gautas 1957 m., O iš pradžių radijo impulsai buvo siunčiami į Venerą, kad būtų galima išmatuoti atstumą iki astronominio vieneto.

Devintajame dešimtmetyje JAV ir SSRS pradėjo tirti atsispindėjusio impulso dažnio („atspindėtojo pulso spektras“) plitimą ir laiko vėlavimą. Dažnio neryškumas paaiškinamas planetos sukimu (Doplerio efektas), tempimu laiku - skirtingais atstumais iki disko centro ir kraštų. Šie tyrimai buvo atlikti daugiausia su radijo bangomis decimetro diapazone.

Be to, kad Venera sukasi atvirkščiai, ji turi dar vieną labai įdomią savybę. Šio sukimosi kampinis greitis (2,99 10 -7 rad / sek) yra toks, kad apatinės jungties metu Venera visą laiką yra nukreipta į Žemę ta pačia puse. Šio nuoseklumo tarp Veneros sukimosi ir Žemės orbitinio judėjimo priežastys dar nėra aiškios ...

Ir galiausiai, tarkime, kad Veneros pusiaujo plokštumos polinkis į jos orbitos plokštumą neviršija 3 °, todėl sezoniniai pokyčiai planetoje yra nereikšmingi, o sezonų iš viso nėra.

Veneros planetos vidinė struktūra

Vidutinis Veneros tankis yra vienas didžiausių Saulės sistemoje: 5,24 g / cm 3, o tai tik 0,27 g mažiau nei Žemės tankis. Abiejų planetų masė ir tūris taip pat labai panašūs, tuo skirtumu, kad Žemės parametrai yra kiek didesni: masė 1,2 karto, tūris 1,15 karto.

20 pav. Veneros planetos vidinė struktūra. Kreditas: NASA

Remdamiesi svarstomais abiejų planetų parametrais, galime daryti išvadą, kad jų vidinė struktūra yra panaši. Ir iš tikrųjų: Venerą, kaip ir Žemę, sudaro 3 sluoksniai: pluta, mantija ir šerdis.

Viršutinis sluoksnis yra Veneros pluta, apie 16 km storio. Pluta susideda iš bazaltų, kurių tankis yra mažas - apie 2,7 g / cm 3 ir susidaro dėl lavos išliejimo planetos paviršiuje. Tikriausiai todėl Veneros pluta turi palyginti nedidelį geologinį amžių - apie 500 milijonų metų. Kai kurių mokslininkų teigimu, lavos srautų išsiliejimas į Veneros paviršių vyksta tam tikru periodiškumu: pirma, mantijoje esanti medžiaga dėl radioaktyviųjų elementų skilimo įkaista: konvekciniai srautai ar plunksnos sulaužo planetos pluta, formuojanti unikalias paviršiaus detales - tesserae. Pasiekę tam tikrą temperatūrą, lavos srautai patenka į paviršių, beveik visą planetą padengdami bazalto sluoksniu. Bazaltai išsiliejo pakartotinai, o ramaus vulkaninės veiklos laikotarpiu lavos lygumos dėl atvėsimo buvo ištemptos, o tada susidarė Veneros įtrūkimų ir keterų diržai. Maždaug prieš 500 milijonų metų procesai viršutinėje Veneros mantijoje, regis, nutilo, galbūt dėl ​​vidinės šilumos išeikvojimo.

Po planetine pluta yra antrasis sluoksnis - mantija, kuri tęsiasi iki maždaug 3300 km gylio iki sienos su geležine šerdimi. Matyt, Veneros mantija susideda iš dviejų sluoksnių: tvirtos apatinės mantijos ir iš dalies išlydytos viršutinės.

Veneros šerdis, kurios masė yra maždaug ketvirtadalis visos planetos masės, o tankis 14 g / cm 3, yra kieta arba iš dalies ištirpusi. Ši prielaida buvo padaryta remiantis planetos magnetinio lauko tyrimu, kurio tiesiog nėra. O kadangi nėra magnetinio lauko, tai nėra šaltinio, kurį šis magnetinis laukas generuoja, t.y. geležies šerdyje nėra įkrautų dalelių judėjimo (konvekciniai srautai), todėl medžiagos judėjimas šerdyje nevyksta. Tiesa, magnetinis laukas gali nesusiformuoti dėl lėto planetos sukimosi ...

Veneros planetos paviršius

Veneros planetos forma yra artima sferinei. Tiksliau, jį gali pavaizduoti triašis elipsoidas, kuriame polinis suspaudimas yra dviem laipsniais mažesnis nei Žemės.

Pusiaujo plokštumoje Veneros elipsoido pusašis yra 6052,02 ± 0,1 km ir 6050,99 ± 0,14 km. Poliarinė pusiau ašis yra 6051,54 ± 0,1 km. Žinodami šiuos matmenis, galite apskaičiuoti Veneros paviršiaus plotą - 460 milijonų km 2.

21 pav. Saulės sistemos planetų palyginimas. Kreditas: svetainė

Duomenys apie kieto Veneros kūno matmenis buvo gauti naudojant radijo trukdžių metodus ir patikslinti naudojant radijo aukščio ir trajektorijos matavimus, kai planeta buvo pasiekiama erdvėlaivio.

22 pav. Estlos regionas Veneroje. Tolumoje matosi aukštas ugnikalnis. Kreditas: NASA / JPL

Didžiąją Veneros paviršiaus dalį užima lygumos (iki 85% viso planetos ploto), tarp kurių dominuoja lygus, šiek tiek komplikuotas siaurų vingiuotų švelniai pasvirusių keterų tinklas, bazalto lygumos. Daug mažesnį plotą už lygius užima skiautėtos arba kalvotos lygumos (iki 10% Veneros paviršiaus). Jiems būdingi liežuvį primenantys iškyšos, pavyzdžiui, ašmenys, besiskiriantys radijo ryškumu, kuriuos galima interpretuoti kaip plačius mažo klampumo bazalto lavos lapus, taip pat daugybę 5-10 km skersmens kūgių ir kupolų, kartais su krateriais viršūnės. Veneroje taip pat yra lygumų atkarpų, tankiai padengtų įtrūkimais arba praktiškai netrikdomos tektoninių deformacijų.

pav. 23 Ištaro salynas. Kreditas: NASA / JPL / USGS

Be lygumų Veneros paviršiuje, buvo aptikti trys didžiuliai pakylėti regionai, pavadinti žemiškų meilės deivių vardu.

Viena iš tokių sričių - Ištaro salynas - yra didžiulis kalnuotas regionas šiauriniame pusrutulyje, savo dydžiu prilyginamas Australijai. Salyno centre yra ugnikalnio Lakšmi plynaukštė, kuri yra dvigubai didesnė už žemišką Tibetą. Iš vakarų plynaukštę riboja Akna kalnai, iš šiaurės vakarų - Freya kalnai, iki 7 km aukščio, o iš pietų - sulankstyti Danu kalnai ir Vesta bei Ut atbrailos, su bendras sumažėjimas iki 3 km ar daugiau. Rytinė plynaukštės dalis „įsipjauna“ į aukščiausią Veneros kalnų sistemą - Maksvelo kalnus, pavadintus anglų fiziko Jameso Maxwello vardu. Centrinė kalnų grandinės dalis pakyla 7 km, o atskiros kalnų viršūnės, esančios netoli pirminio dienovidinio (63 ° šiaurės platumos ir 2,5 ° rytų ilgumos), pakyla į 10,81–11,6 km aukštį, 15 km aukščiau nei gili Venecijos tranšėja. netoli pusiaujo.

Kitas iškilęs rajonas - palei Veneros pusiaują besidriekiantis Afroditės salynas, kurio dydis dar didesnis: 41 milijonas km 2, nors aukštis čia mažesnis.

Ši didžiulė teritorija, esanti pusiaujo Veneros regione ir besitęsianti 18 tūkstančių km, apima ilgumą nuo 60 ° iki 210 °. Jis tęsiasi nuo 10 ° šiaurės platumos. iki 45 ° pietų daugiau nei 5 tūkstančius km, o rytinis jo galas - Atla regionas - driekiasi iki 30 ° šiaurės platumos.

Trečiasis pakilęs Veneros regionas yra Lada žemė, esanti pietiniame planetos pusrutulyje ir priešinga Ištaro salyne. Tai gana plokščia teritorija, kurios vidutinis paviršiaus aukštis yra beveik 1 km, o didžiausias (kiek daugiau nei 3 km) pasiekiamas 780 km skersmens Kvazalpetlatlo karūnoje.

24 pav. Tessera Ba "het. Kreditas: NASA / JPL

Be šių pakilusių regionų, dėl savo dydžio ir aukščio, vadinamų „žemėmis“, kiti, ne tokie platūs, išsiskiria Veneros paviršiumi. Pavyzdžiui, susiformavo tesserae (iš graikų - plytelių), kurios yra kalvos ar aukštumos, kurių dydis yra nuo šimtų iki tūkstančių kilometrų, kurių paviršių įvairiomis kryptimis kerta pakopinių keterų ir juos atskiriančių lovių sistemos. tektoninių lūžių spiečiais.

Tesseroje esantys keteros ar keteros gali būti tiesios ir išplėstos: iki daugelio šimtų kilometrų. Ir jie gali būti aštrūs arba, atvirkščiai, suapvalinti, kartais su plokščiu viršutiniu paviršiumi, ribojami vertikalių briaunų, panašių į juostos griebtuvų ir arklių derinį sausumos sąlygomis. Dažnai keteros primena susiraukšlėjusią plėvelę iš užšalusios želė ar Havajų bazaltų lynų lavos. Kalnagūbrių aukštis gali būti iki 2 km, o briaunų - iki 1 km.

Grioviai, skiriantys keteras, tęsiasi toli už aukštumų, nusidriekę tūkstančius kilometrų per plačias Veneros lygumas. Topografijoje ir morfologijoje jie yra panašūs į Žemės plyšių zonas ir, atrodo, turi tą patį pobūdį.

Pačios tessera susidarymas yra susijęs su pakartotiniais tektoniniais viršutinių Veneros sluoksnių judesiais, lydimais įvairių paviršiaus dalių suspaudimo, tempimo, skilimo, pakilimo ir nusileidimo.

Tai, turiu pasakyti, yra patys seniausi geologiniai dariniai planetos paviršiuje, todėl pavadinimai jiems priskiriami: su laiku ir likimu susijusių deivių garbei. Taigi didelė aukštuma, besitęsianti 3000 km netoli Šiaurės ašigalio, vadinama Fortūnos tesera, į pietus nuo jos yra Laimos tesera, kuri nešioja Latvijos laimės ir likimo deivės vardą.

Kartu su žemėmis ar žemynais tenesai užima kiek daugiau nei 8,3% planetos teritorijos, t.y. lygiai 10 kartų mažiau ploto nei lygumos, o galbūt ir didelės, jei ne visos, lygumų teritorijos pagrindas. Likusius 12% Veneros teritorijos užima 10 rūšių reljefas: karūnos, tektoniniai lūžiai ir kanjonai, ugnikalnių kupolai, „voragyviai“, paslaptingi kanalai (grioveliai, linijos), keteros, krateriai, patrai, krateriai su tamsiomis parabolėmis, kalvos. Panagrinėkime kiekvieną iš šių reljefo elementų išsamiau.

25 pav. Karūna yra unikali reljefo detalė Veneroje. Kreditas: NASA / JPL

Karūnos, kurios kartu su teserae yra unikalios Veneros paviršiaus reljefo detalės, yra didelės ovalo ar apvalios formos vulkaninės įdubos su pakelta centrine dalimi, apsuptos pylimų, keterų ir įdubimų. Centrinę vainikų dalį užima didžiulė tarpžemyninė plynaukštė, iš kurios žiedais tęsiasi kalnų grandinės, dažnai kylančios virš centrinės plokščiakalnio dalies. Karūnėlių žiedo įrėminimas dažniausiai būna neišsamus.

Remiantis kosminių laivų tyrimų rezultatais, Veneros planetoje buvo aptikta keli šimtai. Karūnos skiriasi dydžiu (nuo 100 iki 1000 km) ir jų sudedamųjų uolienų amžiumi.

Karūnos susidarė, matyt, dėl aktyvių konvekcinių srovių Veneros mantijoje. Aplink daugelį vainikų pastebimi sustingę lavos srautai, išsiskiriantys į šonus plačių liežuvių pavidalu su šukuotu išoriniu kraštu. Matyt, būtent karūnos galėjo būti pagrindiniai šaltiniai, per kuriuos iš vidaus išlydytos medžiagos pateko į planetos paviršių ir sukietėjo, sudarydamos didžiulius plokščius plotus, užimančius iki 80% Veneros teritorijos. Šie gausūs išlydytų uolienų šaltiniai pavadinti vaisingumo, derliaus, gėlių deivių garbei.

Kai kurie mokslininkai mano, kad prieš karūnas yra kita specifinė Veneros reljefo forma - voragyvis. Voragyviai, kurie gavo savo vardą dėl išorinio panašumo į vorus, savo forma primena karūnas, tačiau yra mažesnio dydžio. Ryškios linijos, besitęsiančios nuo jų centrų daugelį kilometrų, gali atitikti paviršiaus gedimus, atsiradusius, kai magma išbėgo iš planetos vidaus. Iš viso žinoma apie 250 voragyvių.

Be tesserae, vainikėlių ir voragyvių, tektoninių gedimų ar lovių susidarymas yra susijęs su endogeniniais (vidiniais) procesais. Tektoniniai gedimai dažnai grupuojami į išplėstinius (iki tūkstančių kilometrų) diržus, kurie yra labai paplitę Veneros paviršiuje ir gali būti siejami su kitomis struktūrinėmis reljefo formomis, pavyzdžiui, su kanjonais, kurie savo struktūra primena sausumos kontinentinius plyšius. . Kai kuriais atvejais pastebimas beveik stačiakampis (stačiakampis) tarpusavyje susikertančių įtrūkimų raštas.

27 pav. Maato kalnas. Kreditas: JPL

Veneros paviršiuje ugnikalniai yra labai paplitę: jų čia tūkstančiai. Be to, kai kurie iš jų pasiekia milžiniškus dydžius: iki 6 km aukščio ir 500 km pločio. Tačiau dauguma ugnikalnių yra daug mažesni: tik 2-3 km skersmens ir 100 m aukščio. Didžioji dauguma Veneros ugnikalnių yra išnykę, tačiau kai kurie vis dar gali išsiveržti. Akivaizdžiausias kandidatas į aktyvų ugnikalnį yra Maato kalnas.

Daugelyje vietų Veneros paviršiuje buvo aptikti paslaptingi grioveliai ir linijos, kurių ilgis nuo šimtų iki kelių tūkstančių kilometrų, o plotis - nuo 2 iki 15 km. Išoriškai jie atrodo kaip upių slėniai ir pasižymi tomis pačiomis savybėmis: vingiais, atskirų „kanalų“ išsiskyrimu ir suartėjimu, o retais atvejais - kažkas panašaus į deltą.

Ilgiausias kanalas Veneros planetoje yra Baltis slėnis, kurio ilgis yra apie 7000 km, o plotis labai pastovus (2–3 km).

Beje, šiaurinė Baltis slėnio dalis buvo aptikta AMS „Venera-15“ ir „Venera-16“ vaizduose, tačiau tuo metu vaizdų skiriamoji geba nebuvo pakankamai didelė, kad būtų galima atskirti šios detalės formavimas, ir jis buvo pažymėtas kaip išplėstinis nežinomos kilmės plyšys.

28 pav. Kanalai Veneroje Lada žemėje. Kreditas: NASA / JPL

Veneros slėnių ar kanalų kilmė lieka paslaptis, visų pirma todėl, kad mokslininkai nežino skysčio, galinčio perpjauti paviršių tokiais atstumais. Mokslininkų atlikti skaičiavimai parodė, kad bazalto lavos, kurių pėdsakai yra plačiai paplitę visame planetos paviršiuje, neturės pakankamai šilumos atsargų, kad galėtų be perstojo tekėti ir ištirpinti bazalto lygumų medžiagą, perpjauti jose esančius kanalus. tūkstančių kilometrų. Juk tokie kanalai žinomi, pavyzdžiui, Mėnulyje, nors jų ilgis - tik dešimtys kilometrų.

Todėl tikėtina, kad skystis, per šimtus ir tūkstančius kilometrų perpjovęs Veneros bazaltines lygumas, gali būti perkaitęs komatiito lavas ar net egzotiškesnius skysčius, tokius kaip išlydyti karbonatai ar išlydyta siera. Iki pabaigos Veneros slėnių kilmė nežinoma ...

Be slėnių, kurie yra neigiamos reljefo formos, teigiamos reljefo formos taip pat paplitusios Veneros lygumose - keteros, dar žinomos kaip vienas iš specifinio tesseros reljefo komponentų. Bėgiai dažnai suformuojami į ilgus (iki 2000 km ar daugiau) diržus, kurių plotis siekia pirmuosius šimtus kilometrų. Atskiro keteros plotis yra daug mažesnis: retai iki 10 km, o lygumose jis sumažėja iki 1 km. Kalnagūbrių aukštis yra nuo 1,0-1,5 iki 2 km, o juos ribojančių skardžių - iki 1 km. Lengvos vingiuotos keteros tamsesnio lygumų radijo vaizdo fone yra būdingiausias Veneros paviršiaus modelis ir užima ~ 70% jos ploto.

Tokios Veneros paviršiaus, kaip kalvos, detalės yra labai panašios į keteras, tik tuo, kad jų dydis yra mažesnis.

Visos aukščiau išvardytos Veneros paviršiaus reljefo formos (ar rūšys) yra kilusios iš vidinės planetos energijos. Veneroje yra tik trys reljefo tipai, kurių atsiradimo priežastis yra išorinės priežastys: krateriai, pateriai ir krateriai su tamsiomis parabolėmis.

Skirtingai nuo daugelio kitų Saulės sistemos kūnų: sausumos planetų, asteroidų, Veneroje buvo rasta palyginti nedaug smūginių meteoritų kraterių, o tai siejama su aktyvia tektonine veikla, kuri nutrūko prieš 300–500 milijonų metų. Vulkaninė veikla vyko labai žiauriai, nes priešingu atveju kraterių skaičius senesnėse ir jaunesnėse vietose labai skirtųsi ir jų pasiskirstymas visoje teritorijoje nebūtų atsitiktinis.

Iš viso Veneros paviršiuje buvo aptikta 967 krateriai, kurių skersmuo nuo 2 iki 275 km (netoli Mido kraterio). Krateriai paprastai skirstomi į didelius (daugiau nei 30 km) ir mažus (mažiau nei 30 km), į kuriuos įeina 80% visų kraterių.

Smūgio kraterių tankis Veneros paviršiuje yra labai mažas: apie 200 kartų mažesnis nei Mėnulyje ir 100 kartų mažesnis nei Marse, o tai atitinka tik 2 kraterius 1 milijonui Veneros paviršiaus.

Ištyrę „Magelano“ erdvėlaivio nufotografuotus planetos paviršiaus vaizdus, ​​mokslininkai sugebėjo pamatyti kai kuriuos smūgio kraterių susidarymo Veneros sąlygomis aspektus. Aplink kraterius buvo rasti šviesos spinduliai ir žiedai - sprogimo metu išmesta uola. Daugelyje kraterių dalis išmetamųjų teršalų yra skysta medžiaga, kuri paprastai sudaro didelius dešimtys kilometrų ilgio upelius, nukreiptus į vieną kraterio pusę. Iki šiol mokslininkai dar nesuvokė, koks tai skystis: perkaitęs smūginis lydinys arba smulkiagrūdės kietos medžiagos suspensija ir lydalo lašeliai, pakabinti beveik paviršiaus atmosferoje.

Keli Veneros krateriai yra užliejami lavos iš gretimų lygumų, tačiau didžioji dauguma jų turi labai skirtingą išvaizdą, o tai rodo silpną medžiagų erozijos procesų intensyvumą Veneros paviršiuje.

Daugumos Veneros kraterių apačia yra tamsi, o tai rodo lygų paviršių.

Kitas paplitęs reljefo tipas yra krateriai su tamsiomis parabolėmis, o pagrindinį plotą užima tamsios (radijo atvaizde) parabolės, kurių bendras plotas yra beveik 6% viso Veneros paviršiaus. Parabolų spalva atsiranda dėl to, kad jos susideda iš iki 1-2 m storio smulkiagrūdės medžiagos dangos, susidariusios dėl smūginių kraterių išmetimo. Taip pat gali būti, kad šią medžiagą galima apdoroti eoliniais procesais, kurie vyravo daugelyje Veneros regionų, paliekant daug kilometrų į juosteles panašų eolinį reljefą.

Krateriai ir krateriai su tamsiomis parabolėmis yra panašūs į paterius - netaisyklingos formos krateriai arba sudėtingi krateriai su šukuotais kraštais.

Visi šie duomenys buvo surinkti, kai Venera buvo pasiekiama erdvėlaivių (sovietų, Veneros serijų ir Amerikos, „Mariner“ ir „Pioneer Venus“ serijų).

Taigi, 1975 m. Spalį AMS „Venera-9“ ir „Venera-10“ nusileidimo transporto priemonės švelniai nusileido planetos paviršiuje ir perdavė į Žemę nusileidimo vietos vaizdus. Tai buvo pirmosios pasaulyje nuotraukos, perduotos iš kitos planetos paviršiaus. Vaizdas buvo gautas matomoje šviesoje naudojant telefotometrą - sistemą, kuri pagal veikimo principą primena mechaninį televizorių.

Be AMS „Venera-8“, „Venera-9“ ir „Venera-10“ paviršiaus fotografavimo, buvo išmatuotas paviršinių uolienų tankis ir natūralių radioaktyviųjų elementų kiekis jose.

„Venera-9“ ir „Venera-10“ nusileidimo vietose paviršinių uolienų tankis buvo artimas 2,8 g / cm žemės plutos magminėms uolienoms ...

1978 metais buvo paleistas amerikiečių erdvėlaivis „Pioneer-Venus“, kurio rezultatas buvo topografinis žemėlapis, sukurtas remiantis radarų tyrimais.

Galiausiai 1983 m. Erdvėlaivis „Venera-15“ ir „Venera-16“ pateko į orbitą aplink Venerą. Naudodamiesi radarais, jie suplanavo planetos šiaurinį pusrutulį į 30 ° lygiagrečią mastelį 1: 5 000 000 ir pirmą kartą atrado tokias unikalias Veneros paviršiaus savybes kaip tesserae ir karūnos.

Dar detalesnius viso paviršiaus žemėlapius su iki 120 m dydžio detalėmis 1990 metais gavo „Magellan“ laivas. Naudojant kompiuterius, radaro informacija buvo paversta fotografiniais ugnikalnių, kalnų ir kitų kraštovaizdžio vaizdų vaizdais.

30 pav. Veneros topografinis žemėlapis, sudarytas iš tarpplanetinės stoties „Magellan“ vaizdų. Kreditas: NASA

Remiantis Tarptautinės astronomijos sąjungos sprendimu Veneros žemėlapyje, yra tik moteriški vardai, nes ji pati, vienintelė iš planetų, turi moterišką vardą. Yra tik 3 šios taisyklės išimtys: Maksvelo kalnai, Alfa ir Beta regionai.

Jo reljefo detalių pavadinimai, paimti iš įvairių pasaulio tautų mitologijų, priskiriami pagal įprastą tvarką. Kaip šitas:

Kalvos pavadintos deivių, titanidų, milžinų vardu. Pavyzdžiui, Ulfruno regionas, pavadintas vienos iš devynių Skandinavijos mitų milžinų vardu.

Žemumos yra mitų herojės. Pagerbiant vieną iš šių senovės graikų mitologijos herojių, pavadinta giliausia Atalantos žemuma, esanti šiaurinėse Veneros platumose.

Vagos ir linijos pavadintos moterų karių mitologinių personažų vardu.

Karūnos vaisingumo, žemės ūkio deivių garbei. Nors garsiausia iš jų - maždaug 350 km skersmens Pavlovos karūna, pavadinta rusų balerinos vardu.

Keteros pavadintos dangaus deivių, moterų mitologinių personažų, susijusių su dangumi ir šviesa, vardu. Taip palei vieną iš lygumų driekėsi Raganos keteros. O Bereginya lygumą iš šiaurės vakarų į pietryčius kerta Gera kalnagūbriai.

Žemės ir plynaukštės pavadintos meilės ir grožio deivių vardu. Taigi, vienas iš Veneros žemynų (žemių) vadinamas Ištaro kraštu ir yra kalnuotas regionas su didžiuliu ugnikalnio kilmės Lakšmi plokščiakalniu.

Veneros kanjonai pavadinti pagal mitologinius personažus, susijusius su mišku, medžiokle ar mėnuliu (panašiai kaip Romos Artemidės).

Kalnuotą reljefą šiauriniame planetos pusrutulyje kerta išplėstas Baba Yaga kanjonas. Devano kanjonas išsiskiria Beta ir Phoebe regionais. O nuo Temidės regiono iki Afroditės žemės didžiausias Veneros karjeras Parge driekiasi daugiau nei 10 tūkst.

Dideli krateriai pavadinti garsių moterų vardu. Maži krateriai yra tik paprasti moterų vardai. Taigi, aukštai kalnuotoje Lakšmi plynaukštėje galite rasti mažus kraterius Berta, Liudmila ir Tamara, esančius į pietus nuo Freya kalnų ir į rytus nuo didžiojo Osipenkos kraterio. Netoli Nefertiti karūnos yra Potanino krateris, pavadintas Rusijos tyrinėtojo Vidurinėje Azijoje vardu, o netoliese yra Voynicho krateris (anglų rašytojo, romano „The Gadfly“ autorius). Didžiausias krateris planetoje buvo pavadintas amerikiečių etnografės ir antropologės Margaret Mead vardu.

Pateriai įvardijami tuo pačiu principu, kaip ir dideli krateriai, t.y. garsių moterų vardais. Pavyzdys: Tėvas Salfo.

Lygumos pavadintos įvairių mitų herojių vardu. Pavyzdžiui, Snegurochka ir Baba Yaga lygumos. Aplink Šiaurės ašigalį driekiasi Louhi lyguma, Šiaurės šeimininkė Karelijos ir Suomijos mitais.

Tessera pavadinta likimo, laimės, sėkmės deivių vardu. Pavyzdžiui, didžiausia tarp Veneros tesera yra vadinama Tellur Tessera.

Kraštai yra židinio deivių garbei: Vesta, Ut ir kt.

Reikia pasakyti, kad planeta yra įvardytų dalių skaičiaus lyderė tarp visų planetų kūnų. Apie Venerą ir didžiausią jų kilmės pavadinimų įvairovę. Čia galite rasti vardų iš 192 skirtingų tautybių ir etninių grupių iš viso pasaulio mitų. Be to, pavadinimai yra išsibarstę po visą planetą, nesudarius „nacionalinių regionų“.

Baigdami Veneros paviršiaus aprašymą, pateikiame trumpą šiuolaikinio planetos žemėlapio struktūrą.

60-ojo dešimtmečio viduryje Veneros žemėlapyje nulinio dienovidinio (atitinka sausumos Grinvičo) dienovidinis buvo patvirtintas dienovidiniu, einančiu per 2 000 km skersmens suapvalintos srities (radaro vaizduose) centrą. pietiniame planetos pusrutulyje ir graikų abėcėlės pradine raide pavadino alfa regioną. Vėliau, didėjant šių vaizdų raiškai, pirminio dienovidinio padėtis buvo pakeista maždaug 400 km, kad jis galėtų praeiti pro mažą šviesią vietą didelės žiedo struktūros centre, esančioje 330 km skersai Ievos. 1984 m. Sukūrus pirmuosius plačius Veneros žemėlapius, buvo nustatyta, kad būtent ant pagrindinio dienovidinio, šiauriniame planetos pusrutulyje, yra nedidelis 28 km skersmens krateris. Krateris buvo pavadintas Ariadne, graikų mito herojės vardu, ir buvo daug patogesnis kaip atskaitos taškas.

Pagrindinis dienovidinis kartu su 180 ° dienovidiniu padalija Veneros paviršių į 2 pusrutulius: rytinį ir vakarinį.

Veneros atmosfera. Fizinės sąlygos Veneros planetoje

Virš negyvo Veneros paviršiaus yra unikali atmosfera, tankiausia Saulės sistemoje, kurią 1761 m. Lomonosovas, kuris stebėjo planetos praėjimą per saulės diską.

31 pav. Venera, padengta debesimis. Kreditas: NASA

Veneros atmosfera yra tokia tanki, kad visiškai neįmanoma pamatyti pro ją jokių planetos paviršiaus detalių. Todėl daugelis tyrinėtojų ilgą laiką manė, kad Veneros sąlygos yra artimos Žemės anglies periodo sąlygoms, todėl panaši fauna taip pat gyvena ten. Tačiau tyrimai, atlikti naudojant tarpplanetinių stočių nusileidimo transporto priemones, parodė, kad Veneros ir Žemės klimatas yra du dideli skirtumai ir tarp jų nėra nieko bendro. Taigi, jei žemesnio oro sluoksnio temperatūra Žemėje retai viršija + 57 ° C, tai Veneroje paviršiaus paviršiaus oro sluoksnio temperatūra siekia 480 ° C, o jo dienos svyravimai yra nereikšmingi.

Taip pat pastebimi dideli dviejų planetų atmosferos sudėties skirtumai. Jei Žemės atmosferoje vyrauja azotas, kuriame yra pakankamai deguonies, nereikšmingas anglies dioksido ir kitų dujų kiekis, tai Veneros atmosferoje situacija yra visiškai priešinga. Vyraujanti atmosferos dalis yra anglies dioksidas (~ 97%) ir azotas (apie 3%), su nedideliais vandens garų (0,05%), deguonies (tūkstantųjų procentų), argono, neono, helio ir kriptono priedais. Labai mažais kiekiais taip pat yra priemaišų SO, SO 2, H 2 S, CO, HCl, HF, CH 4, NH 3.

Abiejų planetų atmosferos slėgis ir tankis taip pat labai skiriasi. Pavyzdžiui, atmosferos slėgis Veneroje yra apie 93 atmosferos (93 kartus didesnis nei Žemėje), o Veneros atmosferos tankis yra beveik dviem laipsniais didesnis už Žemės atmosferos tankį ir tik 10 kartų mažesnis už tankį vandens. Toks didelis tankis gali turėti įtakos visai atmosferos masei, kuri yra maždaug 93 kartus didesnė už Žemės atmosferos masę.

Kaip dabar mano daugelis astronomų; aukšta paviršiaus temperatūra, aukštas atmosferos slėgis ir didelis santykinis anglies dioksido kiekis yra akivaizdžiai susiję veiksniai. Aukšta temperatūra skatina karbonatinių uolienų virsmą silikatinėmis, išskiriant CO 2. Žemėje CO 2 jungiasi ir virsta nuosėdinėmis uolienomis dėl biosferos poveikio, kurios Veneroje nėra. Kita vertus, didelis CO 2 kiekis prisideda prie Veneros paviršiaus ir apatinių atmosferos sluoksnių įkaitimo, kurį nustatė amerikiečių mokslininkas Carlas Saganas.

Tiesą sakant, Veneros planetos dujų apvalkalas yra milžiniškas šiltnamis. Jis gali perduoti saulės šilumą, bet neišleidžia jos į lauką, tuo pačiu sugeria pačios planetos spinduliuotę. Absorberiai yra anglies dioksidas ir vandens garai. Šiltnamio efektas atsiranda ir kitų planetų atmosferoje. Bet jei Marso atmosferoje jis pakelia vidutinę temperatūrą šalia paviršiaus 9 °, Žemės atmosferoje - 35 °, tai Veneros atmosferoje šis efektas siekia 400 laipsnių!

Kai kurie mokslininkai mano, kad prieš 4 milijardus metų Veneros atmosfera buvo labiau panaši į Žemės atmosferą su skystu vandeniu paviršiuje, ir būtent šio vandens garavimas sukėlė nekontroliuojamą šiltnamio efektą, kuris vis dar pastebimas ...

Veneros atmosferą sudaro keli sluoksniai, kurie labai skiriasi tankiu, temperatūra ir slėgiu: troposfera, mezosfera, termosfera ir egzosfera.

Troposfera yra žemiausias ir tankiausias Veneros atmosferos sluoksnis. Jame yra 99% visos Veneros atmosferos masės, iš kurių 90% - iki 28 km aukščio.

Temperatūra ir slėgis troposferoje mažėja, kai aukštis siekia 50–54 km aukštį, + 20 ° + 37 ° C ir tik 1 atmosferos slėgį. Esant tokioms sąlygoms, vanduo gali egzistuoti skystu pavidalu (mažų lašelių pavidalu), o tai kartu su optimalia temperatūra ir slėgiu, panašiai kaip ir šalia Žemės paviršiaus, sukuria palankias sąlygas gyvybei.

Viršutinė troposferos riba yra 65 km aukštyje. virš planetos paviršiaus, nuo viršutinio sluoksnio - mezosferos - atsiskiria tropopauze. Čia vyrauja uraganiniai vėjai, kurių greitis yra 150 m / s ir didesnis, o pačiame paviršiuje - 1 m / s.

Vėjai Veneros atmosferoje sukuriami konvekcijos būdu: karštas oras pakyla virš pusiaujo ir plinta į polius. Ši pasaulinė rotacija vadinama Hadley rotacija.

32 pav. Poliarinis sūkurys netoli pietinio Veneros poliaus. Kreditas: ESA / VIRTIS / INAF-IASF / Obs. de Paris-LESIA / Univ. iš Oksfordo

Platumose, esančiose arti 60 °, Hadley sukimasis sustoja: karštas oras leidžiasi žemyn ir pradeda judėti atgal į pusiaują, tai palengvina didelė anglies monoksido koncentracija šiose vietose. Tačiau atmosferos sukimasis nesustoja į šiaurę nuo 60-ųjų platumos: vadinamasis. poliarinės apykaklės. Joms būdinga žema temperatūra, aukšta debesų padėtis (iki 72 km.).

Jų egzistavimas yra staigaus oro pakilimo pasekmė, dėl kurios pastebimas adiabatinis aušinimas.

Aplink planetos polius, įrėmintus „poliarinėmis apykaklėmis“, yra milžiniški poliniai sūkuriai, keturis kartus didesni už jų antžeminius. Kiekvienas sūkurys turi dvi akis - sukimosi centrus, kurie vadinami poliniais dipoliais. Sūkuriai sukasi maždaug 3 dienų periodu bendro atmosferos sukimosi kryptimi, o vėjo greitis svyruoja nuo 35–50 m / s šalia jų išorinių kraštų iki nulio ties poliais.

Poliariniai sūkuriai, anot šiandienos astronomų, yra anticiklonai, kurių centre yra mažėjančios oro srovės ir smarkiai kyla šalia poliarinių apykaklių. Panašiai kaip ir Veneros poliniai sūkuriai, struktūros Žemėje yra žieminiai poliniai anticiklonai, ypač tie, kurie susidaro virš Antarktidos.

Veneros mezosfera tęsiasi 65–120 km aukštyje ir gali būti padalinta į 2 sluoksnius: pirmasis yra 62–73 km aukštyje, turi pastovią temperatūrą ir yra viršutinė debesų riba; antrasis -73–95 km aukštyje, temperatūra čia krenta kartu su aukščiu ir pasiekia viršutinę minimalios –108 ° C ribą. Virš 95 km virš Veneros paviršiaus prasideda mezopauzė - riba tarp mezosferos ir aukštesnės termosferos. Mezopauzės metu temperatūra pakyla, kai aukštis pasiekia + 27 ° + 127 ° C dienos Veneros pusėje. Naktinėje Veneros pusėje, mezopauzės metu, gerokai atvėsta ir temperatūra nukrenta iki -173 ° C. Šis regionas, šalčiausias Veneroje, kartais netgi vadinamas kriosfera.

Virš 120 km aukštyje esanti termosfera, kuri tęsiasi iki 220–350 km aukščio, iki sienos su egzosfera - teritorija, kurioje iš atmosferos išeina lengvos dujos ir daugiausia yra tik vandenilio. Egzosfera baigiasi, o kartu ir atmosfera ~ 5500 km aukštyje, kur temperatūra siekia 600–800 K.

Veneros mezo- ir termosferoje, taip pat apatinėje troposferoje oro masė sukasi. Tiesa, oro masės judėjimas vyksta ne kryptimi nuo pusiaujo iki polių, o kryptimi nuo dieninės Veneros pusės iki nakties. Dienos planetos pusėje vyksta galingas šilto oro pakilimas, kuris plinta 90–150 km aukštyje ir persikelia į naktinę planetos pusę, kur įkaitęs oras staigiai krinta žemyn, todėl įkaista oras. Šio sluoksnio temperatūra yra tik -43 ° C, o tai yra net 130 ° aukštesnė nei apskritai naktinėje mezosferos pusėje.

Duomenys apie Veneros atmosferos charakteristikas ir sudėtį buvo gauti naudojant „Venera“ serijos AMS, kurių serijos numeriai yra 4, 5 ir 6. Veneros 9 ir 10 patikslino vandens garų kiekį giliuose atmosferos sluoksniuose ir nustatė, kad didžiausias vandens garų yra 50 km aukštyje, kur jų yra šimtą kartų daugiau nei kieto paviršiaus, o garų dalis artėja prie vieno procento.

Be atmosferos sudėties tyrimo, tarpplanetinės stotys „Venera-4, 7, 8, 9, 10“ matavo slėgį, temperatūrą ir tankį apatiniuose Veneros atmosferos sluoksniuose. Dėl to buvo nustatyta, kad Veneros paviršiaus temperatūra yra apie 750 ° K (480 ° C), o slėgis artimas 100 atm.

Automobiliai „Venera-9“ ir „Venera-10“ taip pat gavo informacijos apie debesų sluoksnio struktūrą. Taigi aukštyje nuo 70 iki 105 km yra retas stratosferos migla. Žemiau, 50–65 km aukštyje (retai iki 90 km), yra tankiausias debesų sluoksnis, kuris savo optinėmis savybėmis yra arčiau reto rūko nei debesys sausumos šio žodžio prasme. Matomumo diapazonas čia siekia kelis kilometrus.

Po pagrindiniu debesų sluoksniu - nuo 50 iki 35 km aukštyje tankis sumažėja kelis kartus, o atmosfera silpnina saulės spinduliuotę daugiausia dėl Rayleigh išsklaidymo CO 2.

Nepilnas debesuotumas atsiranda tik naktį, plinta iki 37 km lygio - iki vidurnakčio ir iki 30 km - iki aušros. Iki pietų ši migla išnyksta.

33 pav. Žaibas Veneros atmosferoje. Kreditas: ESA

Veneros debesų spalva yra oranžinės geltonos spalvos, nes planetos atmosferoje yra didelis CO 2 kiekis, kurio didelės molekulės išsklaido šią saulės dalį, ir pačių debesų sudėtis, kurią sudaro 75–80 proc. rūgštis (galbūt net sieros fluoridas) su druskos ir vandenilio fluorido rūgščių mišiniais. Veneros debesų sudėtį 1972 m. Atskleidė Amerikos tyrinėtojai Louise ir Andrew Young, taip pat Godfrey Sill, nepriklausomai vienas nuo kito.

Tyrimai parodė, kad rūgštis Veneros debesyse chemiškai susidaro iš sieros dioksido (SO 2), kurį galima gauti iš sieros turinčių paviršinių uolienų (piritų) ir ugnikalnių išsiveržimų. Ugnikalniai pasireiškia ir kitaip: jų išsiveržimai sukelia galingas elektros iškrovas - tikrus perkūnus Veneros atmosferoje, kuriuos ne kartą užfiksavo „Venera“ serijos stočių instrumentai. Be to, perkūnija Veneros planetoje yra labai stipri: žaibas trenkia 2 kartus dažniau nei Žemės atmosferoje. Šis reiškinys vadinamas „Veneros elektriniu drakonu“.

Debesys yra labai ryškūs, atspindintys 76% šviesos (tai galima palyginti su kamuolinių debesų atspindžiu atmosferoje ir poliarinėmis ledo dangtelėmis Žemės paviršiuje). Kitaip tariant, daugiau nei tris ketvirtadalius saulės spinduliuotės atspindi debesys ir tik mažiau nei ketvirtadalis nusileidžia.

Debesų temperatūra - nuo + 10 ° iki -40 ° С.

Debesų sluoksnis sparčiai juda iš rytų į vakarus, per 4 Žemės dienas padaro vieną apsisukimą aplink planetą (pagal „Mariner-10“ pastebėjimus).

Veneros magnetinis laukas. Veneros planetos magnetosfera

Veneros magnetinis laukas yra nereikšmingas - jos magnetinis dipolio momentas yra mažesnis nei Žemės, bent penkiais dydžiais. Tokio silpno magnetinio lauko priežastys: lėtas planetos sukimasis aplink savo ašį, mažas planetos šerdies klampumas, galbūt yra ir kitų priežasčių. Nepaisant to, dėl tarpplanetinio magnetinio lauko sąveikos su Veneros jonosfera pastarojoje susidaro mažo stiprumo (15-20 nT) magnetiniai laukai, atsitiktinai išdėstyti ir nestabilūs. Tai vadinamoji Veneros magnetosfera, turinti lankų smūgį, magnetinį apvalkalą, magnetopauzę ir magnetosferos uodegą.

Lanko smūgio banga yra 1900 km aukštyje virš Veneros planetos paviršiaus. Šis atstumas buvo matuojamas 2007 m. Saulės minimumo metu. Didžiausio saulės aktyvumo metu smūgio bangos aukštis didėja.

Magnetopauzė yra 300 km aukštyje, tai yra šiek tiek daugiau nei jonopauzė. Tarp jų yra magnetinis barjeras - staigus magnetinio lauko padidėjimas (iki 40 T), neleidžiantis saulės plazmai prasiskverbti į Veneros atmosferos gelmes, bent jau minimalios saulės veiklos metu. Viršutiniuose atmosferos sluoksniuose dideli O +, H + ir OH + jonų nuostoliai yra susiję su saulės vėjo aktyvumu. Magnetopauzės ilgis yra iki dešimties planetos spindulių. Tas pats Veneros magnetinis laukas, tiksliau jos uodega, tęsiasi iki kelių dešimčių Veneros skersmenų.

Planetos jonosfera, susijusi su Veneros magnetinio lauko buvimu, atsiranda dėl didelio potvynių poveikio dėl santykinio Saulės artumo, dėl kurio virš Veneros paviršiaus susidaro elektrinis laukas, kurio intensyvumas gali būti dvigubai didesnis nei „skaidraus oro lauko“, stebimo virš Žemės paviršiaus ... Veneros jonosfera yra 120-300 km aukštyje ir susideda iš trijų sluoksnių: tarp 120-130 km, 140-160 km ir 200-250 km. Netoli 180 km aukštyje gali būti papildomas sluoksnis. Didžiausias elektronų skaičius tūrio vienete - 3 × 10 11 m -3 - nustatytas 2 -ajame sluoksnyje prie saulėgrąžų centro.

Instrukcijos

Penki buvo atrasti senovėje, kai nebuvo teleskopų. Jų judėjimo danguje pobūdis skiriasi nuo judėjimo. Remiantis tuo, žmonės buvo atskirti nuo milijonų žvaigždžių.
Atskirkite vidines ir išorines planetas. Merkurijus ir Venera yra arčiau Saulės nei Žemė. Jų vieta danguje visada yra arti horizonto. Atitinkamai, šios dvi planetos yra vidinės planetos, taip pat atrodo, kad Merkurijus ir Venera seka saulę. Nepaisant to, jie yra matomi plika akimi didžiausio pailgėjimo momentais, t.y. per didžiausią kampinį atstumą nuo Saulės.Šias planetas galima pamatyti sutemus, netrukus po saulėlydžio arba priešaušrio valandomis. Venera yra daug didesnė už Merkurijų, daug ryškesnė ir lengviau pastebima. Kai danguje pasirodo Venera, nė viena žvaigždė negali lyginti ryškumo su ja. Venera šviečia balta šviesa. Jei atidžiai pažvelgsite į jį, pavyzdžiui, naudodami žiūronus ar teleskopą, pastebėsite, kad jis turi skirtingas fazes, pavyzdžiui, mėnulį. Į Venerą galima žiūrėti kaip į pjautuvą, mažėjantį ar mažėjantį. 2011 metų pradžioje Venera buvo matoma likus maždaug trims valandoms iki aušros. Nuo spalio pabaigos jį vėl bus galima plika akimi stebėti. Ji bus matoma vakare, pietvakariuose Svarstyklių žvaigždyne. Artėjant metų pabaigai padidės jo ryškumas ir matomumo laikotarpio trukmė. Gyvsidabris dažniausiai matomas prieblandoje ir yra sunkiai pastebimas. Dėl to senoliai jį vadino prieblandos dievu. 2011 m. Tai galima pamatyti nuo rugpjūčio pabaigos maždaug mėnesį. Planeta pirmiausia bus matoma ryto valandomis Vėžio žvaigždyne, o tada pereis prie Liūto žvaigždyno.

Išorinės planetos yra atitinkamai Marsas, Jupiteris ir Saturnas. Jie geriausiai pastebimi akistatos akimirkomis, t.y. kai Žemė yra vienoje tiesioje linijoje tarp planetos ir Saulės. Jie gali išbūti danguje visą naktį.Jau per didžiausią Marso ryškumą (-2,91 m) ši planeta nusileidžia tik Venerai (-4 m) ir Jupiteriui (-2,94 m). Vakare ir ryte Marsas matomas kaip raudonai oranžinė „žvaigždė“, o vidury nakties šviesą keičia į geltoną. 2011 m. Vasarą Marsas pasirodys danguje ir vėl išnyks lapkričio pabaigoje. Rugpjūčio mėnesį planetą galima pamatyti Dvynių žvaigždyne, o iki rugsėjo ji persikels į Vėžio žvaigždyną.Jupiteris danguje dažnai matomas kaip viena ryškiausių žvaigždžių. Nepaisant to, įdomu stebėti jį žiūronais ar teleskopu. Tokiu atveju tampa matomas planetą supantis diskas ir keturi didžiausi palydovai. Planeta pasirodys 2011 m. Birželio mėn. Rytinėje dangaus dalyje. Jupiteris artės prie Saulės, palaipsniui praras ryškumą. Rudens link jo ryškumas vėl pradės didėti. Spalio pabaigoje Jupiteris pateks į opoziciją. Atitinkamai rudens mėnesiai ir gruodis yra geriausias laikas stebėti planetą.
Nuo balandžio vidurio iki birželio pradžios Saturnas yra vienintelė planeta, kurią galima stebėti plika akimi. Kitas palankus Saturno stebėjimo laikotarpis bus lapkritis. Ši planeta lėtai juda dangumi ir ištisus metus bus Mergelės žvaigždyne.