Planeta Venus de la soare. De ce se rotește Venus în sens invers acelor de ceasornic? Ipoteze

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

denumire Venus planeta primită în onoarea zeiței romane a iubirii și frumuseții. Chiar și pe vremea vechilor romani, oamenii știau deja că această Venus este una dintre cele patru planete care diferă de Pământ. Cea mai mare strălucire a planetei, vizibilitatea lui Venus, a jucat un rol în a fi numită după zeița iubirii, iar acest lucru a permis ani de zile să asocieze planeta cu dragostea, feminitatea și romantismul.

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

Ca și în cazul lui Mercur, cunoștințele umane despre Venus au crescut semnificativ în a doua jumătate a secolului XX. Înainte de SUA și Uniunea Sovietică au început să-și organizeze misiunile încă din anii 1960, oamenii de știință încă mai aveau speranța că condițiile de sub norii incredibil de denși ai lui Venus ar putea fi locuibile. Dar datele colectate în urma acestor misiuni au dovedit contrariul – condițiile de pe Venus sunt prea dure pentru existența unor organisme vii la suprafața sa.

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

Prima navă, lansată pe 12 iunie 1967, care a putut efectua cercetări atmosferice a fost Venera-4. Modulul de coborâre al navei spațiale a fost literalmente zdrobit de presiunea din atmosfera planetei, dar modulul orbital a reușit să întreaga linie observații valoroase și obțineți primele date despre temperatura lui Venus, densitate și compoziție chimică. Misiunea a făcut posibilă determinarea faptului că atmosfera planetei este formată din 90% dioxid de carbon cu o cantitate mică de oxigen și vapori de apă.

Instrumentele orbitatorului au indicat că Venus nu are centuri de radiații, iar câmpul magnetic este de 3000 de ori mai slab decât câmpul magnetic al Pământului. Indicator radiații ultraviolete Soarele de la bordul navei a făcut posibilă dezvăluirea coroanei de hidrogen a lui Venus, conținutul de hidrogen în care era de aproximativ 1000 de ori mai mic decât în ​​straturile superioare ale atmosferei Pământului. Datele au fost confirmate în continuare de misiunile Venera-5 și Venera-6.

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

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

Norii lui Venus

Pe baza observațiilor satelitului Venus Express, care este supravegheat de Agenția Spațială Europeană (ESA), oamenii de știință au reușit pentru prima dată să arate cum vremeîn straturile groase de nori ale lui Venus sunt legate de topografia suprafeței sale. S-a dovedit că norii lui Venus nu numai că pot interfera cu observarea suprafeței planetei, dar și pot oferi indicii despre ce se află exact pe ea.

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

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

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

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

Suprafața lui Venus

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

În ciuda faptului că, chiar înainte de aterizare, multe dintre instrumentele navei au eșuat deja, el a putut detecta indicatorii de presiune și temperatură la suprafață, care se ridicau la 90 ± 15 atmosfere și 475 ± 20 ° C.

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

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

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

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

Primele imagini color ale suprafeței lui Venus și chiar o înregistrare sonoră au fost obținute cu ajutorul modulului de coborâre Venera-13. Modul de cameră realizat 14 culori și 8 fotografii alb-negru suprafete. De asemenea, pentru prima dată, a fost utilizat un spectrometru de fluorescență cu raze X pentru analiza probelor de sol, datorită căruia a fost posibilă identificarea rocii prioritare la locul de aterizare - bazalt alcalin leucit. Temperatura medie a suprafeței în timpul funcționării modulului a fost de 466,85 °C, iar presiunea a fost de 95,6 bar.

Modulul navei spațiale Venera-14 a fost lansat după ce a reușit să transmită primele imagini panoramice ale suprafeței planetei:

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

În 1990, o navă spațială numită Magellan și-a început activitatea pe orbita lui Venus. A reușit să facă imagini radar mai bune, care s-au dovedit a fi mult mai detaliate și mai informative. Deci, de exemplu, s-a dovedit că din 1000 de cratere de impact pe care le-a descoperit Magellan, niciunul nu a depășit doi kilometri în diametru. Acest lucru i-a făcut pe oamenii de știință să creadă că orice meteorit cu diametrul mai mic de doi kilometri pur și simplu ardea când trecea prin atmosfera densă venusiană.

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

Deși atât instrumentele fotografice, cât și radarul funcționează prin colectarea radiației care este reflectată de un obiect, există o mare diferență între ele și aceasta constă în reflectarea formelor de radiație. Fotografia captează radiația luminii vizibile, în timp ce cartografierea radar reflectă radiația cu microunde. Avantajul utilizării radarului în cazul lui Venus s-a dovedit a fi clar, deoarece radiațiile cu microunde pot trece prin norii groși ai planetei, în timp ce lumina necesară fotografierii nu poate face acest lucru.

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

Studiu activitate vulcanica planeta a dezvăluit și mai mult trăsături de caracter suprafete.

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

Geologia lui Venus

Ca și în cazul altor planete terestre, Venus este alcătuită în esență din trei straturi: crustă, manta și miez. Cu toate acestea, există ceva care este foarte intrigant - intestinele lui Venus (spre deosebire de sau) sunt foarte asemănătoare cu intestinele Pământului. Datorită faptului că nu este încă posibil să se compare adevărata compoziție a celor două planete, astfel de concluzii au fost făcute pe baza caracteristicilor lor. Pe acest moment se crede că scoarța lui Venus are o grosime de 50 de kilometri, grosimea mantalei este de 3000 de kilometri, iar miezul are un diametru de 6000 de kilometri.

În plus, oamenii de știință încă nu au un răspuns la întrebarea dacă nucleul planetei este lichid sau este un corp solid. Tot ce rămâne, având în vedere asemănarea celor două planete, să presupunem că este la fel de lichidă ca cea a Pământului.

Cu toate acestea, unele studii indică faptul că nucleul lui Venus este solid. Pentru a demonstra această teorie, cercetătorii citează faptul că planetei îi lipsește un câmp magnetic. Mai simplu spus, câmpurile magnetice planetare sunt rezultatul transferului de căldură din interiorul planetei la suprafața acesteia și componenta necesara această transmisie este miezul lichid. Puterea insuficientă a câmpurilor magnetice, conform acestui concept, indică faptul că existența unui nucleu lichid în Venus este pur și simplu imposibilă.

Orbita și rotația lui Venus

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

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

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

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

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

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

Venus are un câmp magnetic foarte slab. Acest lucru i-a surprins pe oamenii de știință, care se așteptau ca Venus să aibă un câmp magnetic similar ca putere cu cel al Pământului. Unul dintre cauze posibile asta este ca Venus are un miez interior solid sau ca nu se raceste.
Venus este singura planetă din sistemul solar care poartă numele unei femei.
Venus este cea mai apropiată planetă de Pământ. Distanța de la planeta noastră până la Venus este de 41 de milioane de kilometri.

la care se adauga

Venus este a doua cea mai îndepărtată de steaua principala planeta sistemului solar. Este adesea numită „sora geamănă a Pământului”, deoarece este aproape identică cu planeta noastră ca mărime și este genul ei de vecină, dar în rest are multe diferențe.

Istoricul numelui

Corpul ceresc este numit numit după zeiţa romană a fertilităţii.ÎN limbi diferite traducerile acestui cuvânt variază - există o semnificație precum „harul zeilor”, „cochilie” spaniolă și latină - „dragoste, farmec, frumusețe”. Singura dintre planetele sistemului solar, ea și-a câștigat dreptul de a fi numită frumoasă nume de femeie datorită faptului că în antichitate era una dintre cele mai strălucitoare de pe cer.

Dimensiuni și compoziție, natura solului

Venus este ceva mai mică decât planeta noastră - masa sa este de 80% din pământ. Mai mult de 96% este dioxid de carbon, restul este azot cu o cantitate mică de alți compuși. După structura sa atmosfera este densă, adâncă și foarte tulbureși constă în principal din dioxid de carbon, astfel încât suprafața este greu de văzut din cauza unui fel de „efect de seră”. Presiunea acolo este de 85 de ori mai mare decât a noastră. Compoziția suprafeței în densitatea ei seamănă cu bazalții Pământului, dar ea însăși extrem de uscat din cauza absenței totale a lichidului și a temperaturilor ridicate. Scoarta are o grosime de 50 km si este formata din roci silicate.

Oamenii de știință au arătat că Venus are depozite de granit împreună cu uraniu, toriu și potasiu, precum și roci de bazalt. Stratul superior al solului este aproape de pământ și suprafața este presărată cu mii de vulcani.

Perioade de rotație și circulație, schimbarea anotimpurilor

Perioada de rotație în jurul axei sale a acestei planete este destul de lungă și este de aproximativ 243 din zilele noastre, depășind perioada de revoluție în jurul Soarelui, este egală cu 225 de zile pământești. Astfel, o zi venusiană este mai lungă decât un an pământesc - asta este cea mai lungă zi de pe toate planetele sistemului solar.

Încă unul caracteristică interesantă- Venus, spre deosebire de alte planete ale sistemului, se rotește în direcția opusă - de la est la vest. La cea mai apropiată apropiere de Pământ, vicleanul „vecin” se întoarce întotdeauna doar de o parte, având timp să facă 4 rotații în jurul propriei axe.

Calendarul se dovedește a fi foarte neobișnuit: Soarele răsare în vest, apune în est, iar schimbarea anotimpurilor este practic absentă din cauza rotației prea lente în jurul său și a „cocerii” constante din toate părțile.

Expediții și sateliți

Prima navă spațială trimisă de pe Pământ pe Venus a fost sovietica Venera 1, lansată în februarie 1961, al cărei curs nu a putut fi corectat și a trecut cu mult peste. Mai reușit a fost zborul realizat de Mariner-2, care a durat 153 de zile, și satelitul orbital ESA Venus Express a trecut cât mai aproape posibil, lansat în noiembrie 2005.

În viitor, și anume în 2020-2025, agenția spațială americană intenționează să trimită o expediție spațială pe scară largă pe Venus, care va trebui să obțină răspunsuri la multe întrebări, în special, referitoare la dispariția oceanelor de pe planetă, activitatea geologică, caracteristicile atmosferei locale și factorii schimbării acesteia.

Cât de mult să zbori până la Venus și este posibil?

Principala dificultate a zborului către Venus este că este dificil să-i spui navei exact unde să meargă pentru a ajunge direct la destinație. Vă puteți deplasa pe orbite de transfer ale unei planete pe alta, parcă ar fi urmărit-o. Prin urmare, un dispozitiv mic și ieftin va petrece o parte semnificativă a timpului pe acest lucru. Un picior de om nu a pus încă piciorul pe planetă și este puțin probabil să-i placă această lume de căldură insuportabilă și vânt puternic. Este doar pentru a zbura pe lângă...

Terminând raportul, mai notăm unul fapt interesant: până în prezent nu se știe nimic despre sateliții naturali ah Venus. De asemenea, nu are inele, dar strălucește atât de puternic încât într-o noapte fără lună este perfect vizibil de pe Pământul locuit de oameni.

Dacă acest mesaj ți-a fost de folos, m-aș bucura să te văd

În centrul sistemului solar se află steaua noastră de zi - Soarele. În jurul lui, împreună cu sateliții lor, se învârt 9 planete mari:

• Mercur
• Venus
• Pământ
• Jupiter
• Saturn
• Neptun
• Pluton

Vârsta sistemului solar a fost determinată de oamenii de știință pe baza analizelor izotopice de laborator ale rocilor terestre, precum și a meteorilor și a probelor de sol lunar livrate pe Pământ de către nave spațiale. S-a dovedit că cei mai vechi dintre ei au aproximativ 4,5 miliarde de ani. Prin urmare, se crede că toate planetele s-au format aproximativ în același timp - acum 4,5 - 5 miliarde de ani.

Venus, a doua planetă cea mai apropiată de Soare, are aproape aceeași dimensiune cu Pământul, iar masa sa este mai mult de 80% din masa Pământului. Situată mai aproape de Soare decât planeta noastră, Venus primește de la acesta mai mult de două ori mai multă lumină și căldură decât Pământul. Încă din partea umbrită Venusînghețul predomină peste 20 de grade sub zero, deoarece razele soarelui nu cad aici foarte mult timp. Ea are atmosferă foarte densă, adâncă și foarte tulbure, împiedicându-ne să vedem suprafața planetei. Atmosferă - o înveliș gazos, pe Venus, a fost descoperit de M.V.Lomonosov, în 1761, care a arătat și asemănarea lui Venus cu Pământul.

Distanța medie de la Venus la Soare este de 108,2 milioane km; este practic constantă, deoarece orbita lui Venus este mai aproape de un cerc decât cea a oricărei alte planete. Uneori, Venus se apropie de Pământ la o distanță mai mică de 40 de milioane de km.

Grecii antici au dat acestei planete numele celei mai bune zeițe a lor Afrodita, dar romanii l-au schimbat ulterior în felul lor și au numit planeta Venus, care, în general, este același lucru. Cu toate acestea, acest lucru nu s-a întâmplat imediat. La un moment dat se credea că există două planete pe cer deodată. Mai degrabă, atunci mai erau stele, una - orbitor de strălucitoare, era vizibilă dimineața, cealaltă, aceeași - seara. Ba chiar au fost numiți altfel, până când astronomii caldeeni, după lungi observații și reflecții chiar mai lungi, au ajuns la concluzia că steaua este încă una, ceea ce îi merită ca mari specialiști.

Lumina lui Venus este atât de strălucitoare încât, dacă nu există nici Soare, nici Lună pe cer, determină obiectele să arunce umbre. Cu toate acestea, atunci când este privită printr-un telescop, Venus este dezamăgitoare și nu este surprinzător că înainte anii recenti era considerată „planeta secretelor”.

În 1930 există câteva informații despre Venus. S-a descoperit că atmosfera sa constă în principal din dioxid de carbon, care este capabil să acționeze ca un fel de pătură, captând căldura soarelui. Două imagini ale planetei au fost populare. Unul a descris suprafața lui Venus ca fiind aproape complet acoperită de apă, în care s-ar putea dezvolta forme de viață primitive - așa cum a fost pe Pământ cu miliarde de ani în urmă. Un altul și-a imaginat Venus ca pe un deșert fierbinte, uscat și prăfuit.

Era sondelor spațiale automate a început în 1962, când nava spațială americană Mariner 2 a trecut aproape de Venus și a transmis informații care confirmau că suprafața sa era foarte fierbinte. De asemenea, s-a constatat că perioada de rotație a lui Venus în jurul axei sale – lungă, aproximativ 243 de zile pământești – este mai lungă decât perioada de revoluție în jurul Soarelui (224,7 zile), prin urmare, pe Venus, „ziua” este mai lungă decât anul și calendarul este complet neobișnuit.

Știm acum că Venus se rotește în direcția opusă - de la est la vest și nu de la vest la est, ca Pământul și majoritatea celorlalte planete. Pentru un observator de pe suprafața lui Venus, Soarele răsare în vest și apune în est, deși în realitate atmosfera înnorată acoperă complet cerul.

Mariner 2 a fost urmat de o aterizare ușoară pe suprafața lui Venus de către mai multe vehicule automate sovietice care coborau cu parașuta printr-o atmosferă densă. În același timp, s-a înregistrat o temperatură maximă de aproximativ 5300C, iar presiunea la suprafață este de aproape 100 de ori mai mare decât presiunea atmosferică la nivelul mării pe Pământ.

Mariner 10 s-a apropiat de Venus în februarie 1974și a transmis primele imagini ale stratului superior de nor. Acest aparat a trecut doar o dată lângă Venus - ținta sa principală a fost cea mai interioară planetă - Mercur. Cu toate acestea, imaginile au fost de înaltă calitate și au arătat structura în dungi a norilor. Ei au confirmat, de asemenea, că perioada de rotație a stratului superior de nori este de doar 4 zile, astfel încât structura atmosferei lui Venus nu este similară cu cea a Pământului.

Între timp, studiile radar americane au arătat că pe suprafața lui Venus există cratere mari, dar mici. Originea craterelor este necunoscută, dar din moment ce trebuie să existe multă eroziune într-o atmosferă atât de densă, după standardele „geologice” este puțin probabil să fie foarte vechi. Cauza craterelor poate fi vulcanismul, așa că nu poate fi exclusă încă ipoteza că procesele vulcanice au loc pe Venus. De asemenea, pe Venus se găsesc mai multe zone muntoase. Cea mai mare regiune muntoasă - Ishtar - este de două ori mai mare decât Tibet. În centrul său, un con vulcanic uriaș se ridică la o înălțime de 11 km. S-a descoperit că norii conțin cantități mari de acid sulfuric (poate chiar acid fluorosulfuric).

Următorul pas important a fost făcut în octombrie 1975, când două vehicule sovietice - Venera - 9 și Venera - 10 - au efectuat o aterizare controlată pe suprafața planetei și au transmis imagini pe Pământ. Imaginile au fost transmise de compartimentele orbitale ale stațiilor, care au rămas pe orbita apropiată a planetei la o altitudine de aproximativ 1500 km. A fost un triumf pentru oamenii de știință sovietici, chiar dacă atât Venera 9, cât și Venera 10 au transmis doar cel mult o oră, până când au încetat să funcționeze odată pentru totdeauna din cauza temperaturilor și presiunii prea ridicate.

S-a dovedit că suprafața lui Venus era presărată cu fragmente de rocă netede, asemănătoare ca compoziție cu bazalților terestre, dintre care multe aveau aproximativ 1 m în diametru.

Suprafața era bine luminată: conform descrierii oamenilor de știință sovietici, era atât de multă lumină cât este la Moscova într-o după-amiază înnorată de vară, astfel încât reflectoarele dispozitivelor nici măcar nu au fost necesare. De asemenea, s-a dovedit că atmosfera nu avea proprietăți de refracție excesiv de mari, așa cum era de așteptat, și toate detaliile peisajului erau clare. Temperatura de pe suprafața lui Venus a fost de 4850 de grade Celsius, iar presiunea a fost de 90 de ori mai mare decât presiunea de la suprafața Pământului. De asemenea, s-a constatat că stratul de nori se termină la o altitudine de aproximativ 30 km. Mai jos este o zonă de ceață fierbinte, caustică. La altitudini de 50-70 km există straturi puternice de nori și bat vânturi cu forță de uragan. La suprafața lui Venus, atmosfera este foarte densă (de doar 10 ori mai mică decât densitatea apei).

Venus nu este nicidecum o lume ospitalieră, așa cum se presupunea cândva. Cu atmosfera sa de dioxid de carbon, nori de acid sulfuric și căldură teribilă, este complet nepotrivit pentru oameni. Sub greutatea acestor informații, unele speranțe s-au prăbușit: la urma urmei, cu mai puțin de 20 de ani în urmă, mulți oameni de știință considerau că Venus este un obiect mai promițător pentru cercetarea spațială decât Marte.

Venus a atras întotdeauna opiniile scriitorilor - scriitori de science fiction, poeți, oameni de știință. S-au scris multe despre ea și despre ea și, probabil, se vor scrie mult mai multe, ba chiar este posibil ca, într-o zi, unele dintre secretele ei să fie dezvăluite omului.

Venus. Astronomii îl numesc adesea „Sora Pământului” din cauza compoziției, gravitației și dimensiunii similare a planetelor. Cu toate acestea, restul parametrilor sunt complet opuși. Venus este a doua planetă de la Soare, este cea mai fierbinte planetă din sistemul solar, dar mai mult despre orice.

Istoria descoperirii planetei

Datorită apropierii sale de Soare și Pământ, Venus este al treilea cel mai strălucitor obiect de pe cer, așa că omenirea a știut despre existența sa în zorii civilizației. Primele observații ale planetei, și putem spune că dovada oficială a existenței ei, au fost făcute de Galileo Galilei în 1610.

10 lucruri pe care trebuie să le știi despre Venus!

1. Venus este a doua planetă de la Soare din sistemul solar.
2. Venus este cea mai fierbinte planetă din sistemul solar, deși este a doua planetă de la Soare. Temperatura suprafeței poate ajunge la 475°C .
   
3. Prima navă spațială trimisă să exploreze Venus a fost lansată de pe Pământ pe 12 februarie 1961 și s-a numit Venera 1.
4. Venus este una dintre cele două planete care au o direcție de rotație diferită față de majoritatea planetelor din sistemul solar.
5. Orbita planetei în jurul Soarelui este foarte aproape de circulară.
6. Temperaturile de zi și de noapte ale suprafeței lui Venus sunt practic aceleași datorită inerției termice mari a atmosferei.
7. Venus face o revoluție în jurul Soarelui în 225 de zile pământești și o revoluție în jurul axei sale în 243 de zile pământești, adică o zi pe Venus durează mai mult de un an.
8. Primele observații cu telescopul lui Venus au fost făcute de Galileo Galilei la începutul secolului al XVII-lea.
9. Venus nu are sateliți naturali.
10. Venus este al treilea cel mai strălucitor obiect de pe cer, după Soare și Lună.

Caracteristici astronomice

Afeliu

Semnificația numelui planetei Venus

Venus, ca majoritatea celorlalte planete, și-a primit numele la acea vreme Roma antică. Datorită frumuseții și strălucirii ei pe cerul înstelat, a fost onorată cu numele eternului tânăr și timid zeiță a iubirii - Venus.

Caracteristicile fizice ale lui Venus

Inele și sateliți

În secolele al XVII-lea și al XVIII-lea, din cauza imperfecțiunii echipamentelor de observație, diverși astronomi au prezentat presupuneri cu privire la prezența sateliților în jurul lui Venus. in orice caz Cercetare științifică nave spațiale și telescoape puternice de la sol au arătat că în jurul lui Venus nu există sateliți sau inele.

Caracteristicile planetei

Venus și Pământul sunt apropiate ca dimensiune, masă, densitate a materialului care formează distanța medie de la Soare, dar aici se termină asemănările lor.

Venus este acoperită de un strat gros de atmosferă care se prăbușește rapid, creând o lume arsă la o temperatură suficientă pentru a topi plumbul și o presiune la suprafață de 90 de ori mai mare decât cea a Pământului. Datorită apropierii sale de Pământ, precum și a capacității foarte mari a norilor de a reflecta lumina soarelui, Venus este cea mai strălucitoare planetă de pe cer.

Ca și Mercur, Venus poate fi observată în timpul trecerii periodice pe fundalul Soarelui. Aceste tranzite au loc în perechi, cu un interval de aproximativ 100 de ani. De la inventarea telescopului, astronomii au putut observa tranzitele în 1631 și 1639; 1761, 1769; 1874, 1882. Ultima pereche de tranzite observată a avut loc nu cu mult timp în urmă - 8 iunie 2004 și 6 iunie 2012. Din păcate, cei care nu au avut timp să se uite la Venus în urmă cu patru ani vor trebui să aștepte încă o sută de ani, deoarece următoarea pereche de tranzite va avea loc în 2117 și 2125.

Atmosfera lui Venus este compusă în principal din dioxid de carbon, iar norii sunt formați din picături de acid sulfuric. A fost confirmată și prezența apei în atmosfera planetei, dar în cantități foarte mici. Atmosfera groasă a planetei absoarbe căldura solară și nu o eliberează, drept urmare suprafața planetei se încălzește până la temperaturi foarte ridicate - aproximativ 470 ° C. Sondele de cercetare care au aterizat pe suprafața lui Venus nu au putut fi în stare de funcționare mai mult de câteva ore, după care s-au prăbușit din cauza temperaturii și presiunii ridicate.

Un an pe Venus durează aproximativ 225 de zile pământești, în timp ce întreaga perioadă de revoluție a planetei în jurul ei însăși durează aproximativ 243 de zile pământești, ceea ce face ca o zi pe Venus să fie incredibil de lungă în timp și este de 117 zile. Venus este una dintre cele două planete din sistemul solar (cealaltă fiind Uranus) care se rotește pe axa sa în direcția opusă celorlalte planete. Dacă ar fi să vizitezi Venus, ai vedea Soarele răsărind în vest și apus în est.

În timp ce planeta se mișcă pe orbita sa solară, rotindu-se încet în jurul axei sale reversul, în atmosfera sa, deja în sens opus sensului de rotație în jurul axei sale, atmosfera se mișcă cu o viteză incredibilă, rotindu-se în jurul planetei la fiecare patru zile. Care este sursa unor astfel de uragane puternice în atmosfera planetei este încă un mister pentru oamenii de știință.

Aproximativ 90% din suprafața lui Venus este acoperită cu un strat de lavă bazaltică. Unii oameni de știință sugerează că activitatea vulcanică de pe planetă este încă în desfășurare, dar nu au fost găsite dovezi în favoarea acestei teorii. Numărul redus de cratere de impact indică o suprafață destul de tânără a planetei - aproximativ 500 de milioane de ani.

Suprafața lui Venus este presărată cu peste o mie de vulcani sau centre vulcanici cu diametre de peste 20 de kilometri. Fluxurile vulcanice de lavă au creat canale lungi și întortocheate care se întind pe sute de kilometri.

Venus are două mari regiuni de mare altitudine: „Țara lui Ishtar”, situată în regiunea polară nordică a planetei și comparabilă ca mărime cu Australia, și „Țara Afroditei”, situată de-a lungul ecuatorului, un lanț muntos lung de peste 10.000 de kilometri. Muntele Maxwell, cel mai mult munte înalt pe Venus, comparabil ca dimensiuni cu Everestul terestru și situat la marginea de est a „Țării Iștarului”.

Venus are un miez de fier cu o rază de aproximativ 3.000 de kilometri, apoi o manta de aproximativ 3.300 de kilometri lățime și o crustă a planetei de aproximativ 16 kilometri grosime. Planeta nu are un câmp magnetic, din care oamenii de știință au concluzionat că nu există nicio mișcare a particulelor încărcate în miezul de fier - un curent electric, al cărui flux provoacă formarea unui câmp magnetic. Prin urmare, miezul este în stare solidă.

atmosfera planetară

Prima dovadă a existenței unei atmosfere pe Venus a fost obținută de omul de știință rus M.V. Lomonosov la 6 iunie 1761 în timpul observării tranzitului planetei pe fundalul Soarelui. Cu toate acestea, compoziția sa, densitatea și alte caracteristici au fost studiate mult mai târziu.

Componenta principală a atmosferei lui Venus, extinzându-se până la o înălțime de până la 250 de kilometri, este dioxid de carbon. Procentul său este de aproximativ 96%. În comparație cu Pământul, Venus conține de 105 de ori mai mult gaz în atmosfera sa decât cea a Pământului. Acest lucru a condus la faptul că presiunea de la suprafața planetei ajunge la 93 de atmosfere, iar un conținut atât de mare de dioxid de carbon a dus la apariția unui efect de seră, în urma căruia temperatura de pe suprafața planetei ajunge la 475 ° C. .

Compoziția acoperirii norilor nu este în prezent pe deplin înțeleasă, dar oamenii de știință sugerează că poate consta din picături de acid sulfuric și diferiți compuși de clor și sulf.

Una dintre trăsăturile uimitoare ale atmosferei lui Venus este viteza acesteia în jurul planetei, care este de aproximativ 60 de ori mai mare decât viteza de rotație a planetei însăși în jurul axei sale. Oamenii de știință nu știu ce este forta motrice pentru a genera și menține un uragan planetar atât de gigantic.

Cu exceptia Vânturi puternice, aparatul de cercetare Venera-2 de pe planetă a înregistrat lovituri de fulgere de două ori mai des decât pe Pământ. Sursa lor nu este apa, ca pe alte planete ale sistemului solar, ci picături de acid sulfuric, care alcătuiesc acoperirea de nori a planetei.

Articole utile care vor răspunde cel mai mult intrebari interesante despre Venus.

obiecte din cerul adânc

Venus Este a doua planetă de la Soare și cea mai apropiată de Pământ. Este cel mai strălucitor dintre obiectele cerești (după Soare și Lună). Venus este vizibilă fie la amurg, fie dimineața.

Dintre toate planetele din sistemul solar Venus cel mai asemănător Pământului ca mărime și structură. Cu un diametru de 12.100 km, este „geamănul” planetei noastre. Dar, în ciuda acestei apropieri, este puțin probabil ca astronauții să poată ateriza vreodată pe suprafața sa. Temperatura extrem de ridicată și atmosfera densă nu permit unei persoane să stea acolo nici măcar pentru o perioadă scurtă de timp.

Venus are propriile sale caracteristici, foarte speciale, în sistemul solar. Dintre toate planetele, Venus este singura, cu excepția lui Uranus, care se rotește în jurul axei sale de la est la vest. În mod normal, planetele se rotesc în jurul axei lor în aceeași direcție în care se învârt în jurul soarelui, adică de la vest la est. Rotația „inversă” a lui Venus este numită retrogradă de astronomi.

În plus, perioada de rotație a planetei Venus este destul de mare, mult mai lungă decât perioada de revoluție. Venusului îi ia 243 de zile pentru a face o rotație completă în jurul axei sale și doar 225 de zile pentru a finaliza complet o orbită aproape perfect circulară în jurul Soarelui.

Aceasta înseamnă că, spre deosebire de Pământ, a cărui rotație determină schimbarea zilei și a nopții, pe Venus perioada în care Soarele rămâne deasupra orizontului depinde de perioada de revoluție a planetei în jurul stelei.

Structura lui Venus

Se crede că structura internă a lui Venus este similară cu cea a Pământului: cu o crustă, o manta de materiale topite și un miez interior feruginos. Conform modelului existent, grosimea miezului este de 3200 km, mantaua este de 2800 km, iar crusta este de 20 km.

Miezul feruginos, s-ar părea, ar trebui să genereze un câmp magnetic, de fapt este absent, aparent din cauza particularităților mișcării planetei. Rotația lentă a planetei este o explicație pentru acest fenomen, deși nu este pe deplin convingătoare.

Însă vântul solar, când sparge straturile superioare ale atmosferei, le ionizează și formează un front atmosferic, care creează un câmp magnetic alungit, alungit în direcția opusă direcției vântului solar.

Atmosfera lui Venus

Dioxidul de carbon reprezintă 96,5% din volumul total al atmosferei, restul de 3,5% este azot cu urme de oxigen, monoxid de carbon, argon și anhidridă sulfurică. În plus, există un procent scăzut de vapori de apă.

Poate că, în primele faze ale evoluției Pământului, atmosfera lui era similară cu cea a lui Venus. Datorită faptului că substanțele care alcătuiesc atmosfera venusiană sunt foarte grele, presiunea pe suprafața planetei este mult mai mare decât presiunea atmosferică a Pământului. Este aproape de valoarea care există pe Pământ la o adâncime de 90 m sub apă - 90-95 atmosfere. Un astronaut blocat pe Venus ar fi supus acestei forțe teribile, care l-ar aplatiza imediat. A amestec de gazeÎn plus, este toxic pentru oameni.

Densitatea crescută și compoziția specială a atmosferei provoacă un efect de seră foarte puternic.Straturile inferioare ale atmosferei rețin căldura în același mod în care căldura este reținută într-o seră. Ca urmare, temperatura ajunge la 475°C.

Modulele lansate de la sonde au detectat prezența undelor radio puternice emise de curenții electrici, ceea ce indică clar că pe Venus sunt furtuni, mult mai puternice și mai frecvente decât pe Pământ.

Observațiile atmosferei lui Venus au arătat prezența celor mai puternice vânturi în straturile superioare. În aceste straturi, norii în mișcare retrogradă fac o revoluție completă în jurul planetei în patru zile, în timp ce rotația acesteia în jurul axei este de 243 de zile. Pe măsură ce altitudinea crește, temperatura scade. De exemplu, la o altitudine de 100 km este -90 °C.

Pe suprafața lui Venus, la scurt timp după formarea ei, au existat probabil oceane de apă. Dar, în timp, radiația Soarelui (pe atunci foarte tânără) a fost prea puternică, iar oceanele au început să se evapore, iar dioxidul de carbon a fost eliberat din solul stâncos și s-a răspândit în atmosferă. În timp, efectul de seră s-a intensificat, temperatura a continuat să crească, crescând evaporarea. Curând, toată apa a dispărut de la suprafață, iar conținutul de dioxid de carbon din atmosferă a devenit foarte mare.


O simulare computerizată fără nori a lui Venus (stânga) și o imagine radar compozită a aceleiași emisfere (dreapta) din misiunea Magellan. Centrul cadru - 180 de grade longitudine estică (ilustrare NASA / USGS)

Suprafața lui Venus

Suprafața lui Venus este un deșert stâncos iluminat de o lumină gălbuie, dominată de culorile solului portocaliu și maro. În absența mărilor, se pot determina caracteristici orografice (munte sau câmpie); s-au stabilizat la un nivel mediu, deși există zone montane înalte. Relieful cuprinde dealuri, câmpii și mici lanțuri muntoase. Există, de asemenea, zone joase în locul oceanelor preistorice ale planetei.

Cu ajutorul sondelor, în special Magellan, s-a descoperit că pe Venus are loc activitate vulcanică. Această concluzie a fost făcută pe baza scanării unor zone, care a arătat prezența opacității suprafeței, ceea ce indică prezența lavei recent erupte. Într-adevăr, sub influența atmosferei dense a planetei, partea de suprafață a magmei este foarte rapid erodata, dezvăluind un strat de sulfură de fier, care reflectă foarte bine fasciculele radar, deoarece este un bun conductor.

Compoziția rocilor venusiene este similară cu cea a bazaltului terestru. În același timp, morfologia și rezultatele activității tectonice (cratere, vulcani, căderi de meteoriți, cutremure) sunt atât de diverse încât se poate presupune un aspect foarte bogat și furtunos. istoria geologică.

Pe Venus se pot distinge două regiuni, sugestive pentru continente, deoarece se află la o înălțime considerabilă peste nivelul mediu al suprafeței. Aceste zone, Țara Iștarului și Țara Afroditei, sunt situate, respectiv, în emisfera nordică și, respectiv, la sud de ecuator, traversând Țara Afroditei în partea sa nordică.

Pământul Ishtar este puțin mai mic decât Statele Unite, are cel mai mult vârf înalt planete, Muntele Maxwell, 11 km înălțime.

Țara Afroditei este puțin mai mare decât Africa. Există Muntele Maat, un vulcan de 8 km înălțime, în jurul căruia se întinde o câmpie de lavă proaspăt eruptă, ceea ce indică prezența activității vulcanice pe Venus. Pe acest continent exista un sistem de canioane de origine tectonica, care se intind pe sute de kilometri, adancime de 2-4 km si latime de pana la 280 km.

Caracteristicile lui Venus

Distanța medie de la Soare - 108,2 milioane km (minim - 107,4; maxim - 109)
Diametrul ecuatorial - 12.103 km
Viteza medie a mișcării orbitale în jurul Soarelui este de 35,03 km/s
Perioada de rotație - 243 zile 00 h 14 min (retrograd)
Perioada orbitală - 224,7 zile
Sateliți cunoscuți - niciunul
Masa (Pământ = 1) - 0,815
Volumul (Pământ = 1) - 0,857
Densitatea medie - 5,25 g/cm3
Temperatura medie la suprafață este de aproximativ 470 ° C
Abaterea axei - 117° 3"
Deviația orbitală față de ecliptică - 3°4"
Presiune la suprafață (Pământ = 1) - 90
Atmosferă - dioxid de carbon (96,5%), azot (3,5%), urme de oxigen și alte elemente.