VENĒRA (PLANĒTA): ATKLĀJUMS, RAKSTUROJUMS, SASTĀVS, ORBĪTA - ARTE - 2025

Venēra ir otrā vistuvāk Saulei planēta Saules sistēmā un pēc lieluma un masas līdzīgāka Zemei. Tā ir redzama kā skaista zvaigzne, spožākā pēc Saules un Mēness. Tāpēc nav pārsteidzoši, ka tas kopš seniem laikiem ir piesaistījis novērotāju uzmanību.

Tā kā Venera noteiktos gada laikos parādās saulrietā un citos - saullēktā, senie grieķi uzskatīja, ka tie ir dažādi ķermeņi. Kā rīta zvaigzni viņi to sauca par fosforu, bet vakara izskatā - par Hesperusu.

1. attēls. Planētas Venēras fotoattēls augšējā kreisajā stūrī blakus Mēnesim. Avots: Pixabay.

Vēlāk Pitagors apliecināja, ka tā ir tā pati zvaigzne. Tomēr ap 1600. gadu pirms mūsu ēras senie Bābeles astronomi jau zināja, ka vakara zvaigzne, kuru viņi sauca par Istāru, bija tā pati, ko viņi redzēja rītausmā.

Arī romieši to zināja, kaut arī viņi turpināja dot dažādus vārdus rīta un vakara vēstījumiem. Arī maiju un ķīniešu astronomi atstāja Venēras novērojumu ierakstus.

Katra senā civilizācija tai deva vārdu, kaut arī galu galā dominēja Venēras vārds - romiešu mīlestības un skaistuma dieviete, kas bija līdzvērtīga grieķu Afrodītei un Babilonijas Istāram.

Ar teleskopa parādīšanos Venēras dabu sāka labāk izprast. Galileo novēroja tās fāzes 17. gadsimta sākumā, un Keplers veica aprēķinus, ar kuriem viņš paredzēja tranzītu uz 1631. gada 6. decembri.

Tranzīts nozīmē, ka planētu var redzēt aizejošu Saules priekšā. Tādā veidā Keplers zināja, ka var noteikt Venēras diametru, bet viņš nomira, pirms redzēja, ka viņa pareģojums ir piepildījies.

Vēlāk, 1761. gadā, pateicoties vienam no šiem tranzītiem, zinātnieki pirmo reizi varēja noteikt Zemes un Saules attālumu 150 miljonu kilometru attālumā.

Venēras vispārīgās īpašības

2. attēls. Venēras majestātiskās rotācijas kustības animācija caur radara radītiem attēliem. Tiešos Venēras attēlus nav viegli iegūt biezā mākoņu pārsega dēļ, kas to ieskauj. Avots: Wikimedia Commons. Henriks Hargitai. Lai arī tās izmēri ir ļoti līdzīgi Zemes izmēriem, Venera nebūt nav viesmīlīga vieta, jo iesākumā tās blīvā atmosfēra sastāv no 95% oglekļa dioksīda, pārējais ir slāpeklis un izsekot citu gāzu daudzumiem. Mākoņos ir sērskābes pilieni un sīkas kristālisku cietvielu daļiņas.

Tāpēc tā ir karstākā planēta Saules sistēmā, pat ja tā nav vistuvāk Saulei. Ievērojamais siltumnīcas efekts, ko rada biezā atmosfēra, kas bagāta ar oglekļa dioksīdu, ir atbildīgs par ārkārtēju karstumu uz virsmas.

Vēl viena atšķirīga Venēras iezīme ir lēna, retrogrāda griešanās. Ceļotājs novēroja Saules līmeņa celšanos rietumos un rietumos austrumos - fakts tika atklāts pateicoties radaru mērījumiem.

Turklāt, ja viņš spētu uzturēties pietiekami ilgi, hipotētiskais ceļotājs būtu ļoti pārsteigts, ja saprastu, ka planētas rotācija ap savu asi prasa ilgāku laiku nekā griešanās ap Sauli.

Lēnā Venēras rotācija padara planētu gandrīz perfekti sfērisku un izskaidro arī spēcīga magnētiskā lauka neesamību.

Zinātnieki uzskata, ka planētu magnētiskais lauks ir saistīts ar dinamo efektu, kas saistīts ar izkausēta metāla serdes kustību.

Tomēr vājais Venēras planētu magnētisms rodas no mijiedarbības starp augšējo atmosfēru un Saules vēju, lādētu daļiņu straumi, ko Saule nepārtraukti izstaro visos virzienos.

Lai izskaidrotu magnetosfēras trūkumu, zinātnieki apsver iespējas, piemēram, ka Venērai trūkst izkausēta metāliska serdeņa vai ka tai varētu būt tāda, bet ka siltums netiek transportēts iekšpusē ar konvekciju, kas ir nepieciešams nosacījums dinamo efekts.

Planētas galveno fizisko īpašību kopsavilkums

-Masa: 4,9 × 10 ²⁴ kg

- ekvatora rādiuss : 6052 km vai 0,9 reizes lielāks par Zemes rādiusu.

-Forma: tā ir gandrīz ideāla sfēra.

-Vidējais attālums līdz Saulei: 108 miljoni km.

- Orbītas slīpums : 3 394 ° attiecībā pret Zemes orbitālo plakni.

-Temperatūra: 464 ºC.

-Gravitācija: 8,87 m / s ²

-Par magnētisko lauku: vājš, 2 nT intensitāte.

-Atmosfēra: jā, ļoti blīva.

-Blīvums: 5243 kg / m ³

-Satellīti: 0

-Gredzeni: nav.

Tulkošanas kustība

Tāpat kā visām planētām, arī Venērai ir Saules pārejas kustība elipses, gandrīz apļveida orbītas formā.

Daži punkti šajā orbītā noved pie tā, ka Venera nonāk ļoti tuvu Zemei, vairāk nekā jebkurai citai planētai, tomēr lielāko daļu laika patiesībā pavada diezgan tālu no mums.

3. attēls. Venēras pārejas kustība ap Sauli (dzeltena) salīdzinājumā ar Zemes (zila) kustību. Avots: Wikimedia Commons. Liels paldies oriģinālās simulācijas autoram = Tods K. Timberlake, Easy Java Simulation autors, Fransisko Eskembrs. Orbītas vidējais rādiuss ir aptuveni 108 miljoni kilometru, tāpēc Venera ir aptuveni par 30% tuvāk Saulei nekā zeme. Gads uz Venēras ilgst 225 Zemes dienas, jo tas ir laiks, kas vajadzīgs, lai planēta veiktu pilnu orbītu.

Venēras kustības dati

Šie dati īsi raksturo Venēras kustību:

-Mēriskais orbītas rādiuss: 108 miljoni kilometru.

- Orbītas slīpums : 3 394 ° attiecībā pret Zemes orbitālo plakni.

-Ekscentriskums: 0,01

- Vidējais orbītas ātrums : 35,0 km / s

- Pārsūtīšanas periods: 225 dienas

- Rotācijas periods: 243 dienas (retrogrāde)

- Saules diena: 116 diena 18 stundas

Kad un kā novērot Venēru

Venēru ir ļoti viegli atrast nakts debesīs; Galu galā tas ir spilgtākais objekts nakts debesīs pēc Mēness, jo blīvs mākoņu slānis, kas to pārklāj, ļoti labi atspoguļo saules gaismu.

Lai viegli atrastu Venēru, vienkārši meklējiet jebkuru no daudzajām specializētajām vietnēm. Ir arī viedtālruņu lietotnes, kas nodrošina precīzu jūsu atrašanās vietu.

Tā kā Venera atrodas Zemes orbītā, lai to atrastu, jums jāmeklē Saule, meklējot austrumus pirms rītausmas vai rietumus pēc saulrieta.

Optimālais novērošanas brīdis ir tad, kad Venera atrodas starp zemāko konjunkciju, kas redzama no Zemes, un maksimālo pagarinājumu saskaņā ar šo diagrammu:

4. attēls. Tādas planētas savienojums, kuras orbīta ir iekšēja ar Zemes. Avots: manekenu astronomija.

Kad Venera atrodas zemākā savienojumā, tā atrodas tuvāk Zemei un leņķis, ko tā veido ar Sauli, kas redzams no Zemes - pagarinājums - ir 0 °. No otras puses, kad tā atrodas augstākā savienojumā, Saule neļauj to redzēt.

Cerams, ka Venera joprojām būs redzama plašā dienasgaismā un metīs ēnu ļoti tumšās naktīs bez mākslīgā apgaismojuma. To var atšķirt no zvaigznēm, jo ​​tā spilgtums ir nemainīgs, turpretī zvaigznes mirgo vai mirgo.

Galileo bija pirmais, kurš saprata, ka Venera iziet cauri fāzēm, tāpat kā Mēness - un Merkurs - tādējādi apstiprinot Kopernika ideju, ka Saule, nevis Zeme, ir Saules sistēmas centrs.

5. attēls. Venēras fāzes. Avots: Wikimedia Commons. atvasināts darbs: Quico (saruna) Phase-of-Venus.svg: Nichalp 09:56, 2006 11 June (UTC).

Rotējoša kustība

Venera griežas pulksteņrādītāja virzienā, skatoties no Zemes ziemeļpola. Urāns un daži satelīti un komētas arī rotē tajā pašā virzienā, bet citas lielākās planētas, ieskaitot Zemi, griežas pretēji pulksteņrādītāja virzienam.

Turklāt Venērai ir nepieciešams laiks, lai palaistu savu rotāciju: 243 Zemes dienas, kas ir vislēnākā starp visām planētām. Uz Venēras diena ilgst vairāk nekā gadu.

Kāpēc Venera rotē pretējā virzienā, kā to dara citas planētas? Droši vien tās pirmsākumos Venēra strauji pagriezās tajā pašā virzienā kā visi pārējie, taču kaut kam ir jānotiek, lai tā mainītos.

Daži zinātnieki uzskata, ka tas ir noticis katastrofiskās ietekmes dēļ, kāda Venērai bija tālajā pagātnē ar citu lielu debess objektu.

Tomēr matemātiskie datoru modeļi norāda uz iespēju, ka haotiski atmosfēras bēgumi ir ietekmējuši planētas nesacietējušos mantiju un serdi, apgriežot griešanās virzienu.

Iespējams, ka abiem mehānismiem bija nozīme planētas stabilizācijā agrīnajā Saules sistēmā.

Siltumnīcas efekts uz Venēru

Uz Venēras skaidras un skaidras dienas nepastāv, tāpēc ceļotājam būs ļoti grūti novērot saullēktu un saulrietu, kas ir tas, ko parasti sauc par dienu: Saules diena.

Ļoti mazs saules staru daudzums padara to virsmu, jo 85% tiek atspoguļoti no mākoņu nojumes.

Pārējam saules starojumam izdodas uzsildīt atmosfēras apakšējo daļu un sasniegt zemi. Garākus viļņu garumus atspoguļo un saglabā mākoņi, kas pazīstami kā siltumnīcas efekts. Tādējādi Venēra kļuva par gigantisku krāsni ar temperatūru, kas spēj izkausēt svinu.

Praktiski jebkur Venera ir tik karsta, un, ja kāds ceļotājs pie tā pierastu, viņiem joprojām būtu jāiztur milzīgais atmosfēras spiediens, kas jūras līmenī ir 93 reizes lielāks nekā uz Zemes, ko rada lielais 15 kilometru mākoņu slānis. no biezuma.

It kā ar to būtu par maz, šie mākoņi satur sēra dioksīdu, fosforskābi un ļoti kodīgu sērskābi - visi ļoti sausā vidē, jo nav ūdens tvaiku, tikai neliels daudzums atmosfērā.

Tāpēc, neraugoties uz to, ka mākoņi ir klāti mākoņos, Venera ir pilnīgi sausa, nevis planēta, kas pilna ar sulīgu veģetāciju un purviem, ko 20. gadsimta vidū iecerēja zinātniskās fantastikas autori.

Ūdens uz venozas

Daudzi zinātnieki uzskata, ka kādreiz Venērai bija ūdens okeāni, jo viņi atmosfērā ir atraduši nelielu daudzumu deitērija.

Deitērijs ir ūdeņraža izotops, kas kopā ar skābekli veido tā saukto smago ūdeni. Ūdeņradis atmosfērā viegli nokļūst kosmosā, bet deitērijs mēdz atstāt atlikumus, kas var liecināt par to, ka agrāk bija ūdens.

Tomēr patiesība ir tāda, ka Venēra zaudēja šos okeānus - ja tādi vispār pastāvēja - apmēram pirms 715 miljoniem gadu, lai radītu siltumnīcas efektu.

Efekts sākās tāpēc, ka oglekļa dioksīds, gāze, kas viegli ieslodzīja siltumu, koncentrējās atmosfērā, nevis veidojot savienojumus uz virsmas, līdz vietai, ka ūdens pilnībā iztvaicēja un pārstāja uzkrāties.

6. attēls. Siltumnīcas efekts uz Venēru: oglekļa dioksīda mākoņi saglabā siltumu un sasilda virsmu. Avots: Wikimedia Commons. Sākotnējais augšupielādētājs bija Lmb spāņu Vikipēdijā. / CC BY-SA (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/).

Tikmēr virsma kļuva tik karsta, ka iežu ogleklis sublimējās un tika apvienots ar atmosfēras skābekli, veidojot vairāk oglekļa dioksīda, kurinot ciklu, līdz situācija kļuva drausmīga.

Pašlaik Venēra turpina zaudēt ūdeņradi, kā liecina Pioneer Venus misijas sniegtā informācija, tāpēc maz ticams, ka situācija mainīsies.

Sastāvs

Tiešas informācijas par planētas sastāvu ir maz, jo seismiskās iekārtas uz korozīvo virsmu ilgi neizdzīvo, un temperatūra ir pietiekama, lai izkausētu svinu.

Ir zināms, ka Venēras atmosfērā dominē oglekļa dioksīds. Turklāt ir atklāts sēra dioksīds, oglekļa monoksīds, slāpeklis, tādas cēlgāzes kā hēlijs, argons un neons, ūdeņraža hlorīda, fluorūdeņraža un oglekļa sulfīda pēdas.

Garoza kā tāda ir bagātīga silikātos, savukārt serde, protams, satur dzelzi un niķeli, tāpat kā Zeme.

Venera zondes atklāja tādu elementu klātbūtni kā silīcijs, alumīnijs, magnijs, kalcijs, sērs, mangāns, kālijs un titāns uz Venēras virsmas. Iespējams, ka ir arī daži dzelzs oksīdi un sulfīdi, piemēram, pirīts un magnetīts.

Iekšējā struktūra

7. attēls. Venēras sekcija, kurā parādīti planētas slāņi. Avots: Wikimedia Commons. GFDL / CC BY-SA (https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0).

Informācijas iegūšana par Venēras struktūru ir sasniegums, ņemot vērā, ka planētas apstākļi ir tik naidīgi, ka instrumenti īsā laikā pārstāj darboties.

Venera ir klinšaina iekšējā planēta, un tas nozīmē, ka tās struktūrai principā jābūt tādai pašai kā Zemei, it īpaši, ja ņem vērā to, ka abi bija izveidoti tajā pašā planētas miglāja apgabalā, kurā radās Saules sistēma.

Cik zināms, Venēras struktūru veido:

-Dzelzs serde, kas Venēras gadījumā ir aptuveni 3000 km diametrā un sastāv no cietas un izkusušas daļas.

- Mantija ar vēl 3000 km biezumu un pietiekamu temperatūru, lai tur būtu izkusuši elementi.

-Groziņa ar mainīgu biezumu no 10 līdz 30 km, galvenokārt bazalts un granīts.

ģeoloģija

Venēra ir klinšaina un neauglīga planēta, par ko liecina attēli, kas veidoti ar radaru kartēm, kas visdetalizētāki ir no Magellan zondes datiem.

Šie novērojumi liecina, ka Venēras virsma ir salīdzinoši līdzena, ko apstiprina minētās zondes veiktā altimetrija.

Kopumā Venērai ir trīs labi diferencētas zonas:

-Zemzemes

–Depozīcijas līdzenumi

-Augsts

70% no virsmas veido vulkāniskas izcelsmes līdzenumi, zemienes veido 20%, bet atlikušie 10% ir augstienes.

Trieciena krāteru, atšķirībā no Merkura un Mēness, ir maz, lai gan tas nenozīmē, ka meteorīti nevar nokļūt tuvu Venērai, bet gan to, ka atmosfēra uzvedas kā filtrs, sadalot tos, kas ierodas.

No otras puses, vulkāna darbība, iespējams, izdzēsa senās ietekmes pierādījumus.

Venērā ir daudz vulkānu, īpaši zemu un lielu vairoga tipa vulkānu, piemēram, Havaju salās. Daži no šiem vulkāniem, visticamāk, paliks aktīvi.

Lai arī nav tādas plātņu tektonikas kā uz Zemes, ir daudz negadījumu, piemēram, kļūmes, krokas un rifta tipa ielejas (kur garozā notiek deformācija).

Ir arī kalnu grēdas: visizcilākie ir Maksvela kalni.

Terase

Venērai nav okeānu, kas atšķirtu kontinentus, tomēr ir plaši plakanie plakumi, ko sauc par terra - daudzskaitlī ir terrae -, ko varētu uzskatīt par tādiem. Viņu vārdi ir mīlestības dievietes dažādās kultūrās, galvenās no tām:

-Ištar Terra, no Austrālijas plašumiem. Tai ir liela depresija, kuru ieskauj precīzi Maksvela kalni, kas nosaukti pēc fiziķa Džeimsa Maksvela vārda. Maksimālais augstums ir 11 km.

-Aphrodite Terra, daudz plašāka, atrodas netālu no ekvatora. Tā lielums ir līdzīgs Dienvidamerikas vai Āfrikas lielumam un liecina par vulkānisko aktivitāti.

8. attēls. Afrodītes Terra topogrāfiskā karte uz Venēras. Avots: Wikimedia Commons. Martins Pauers (spēks) / Publiskais īpašums.

Misijas uz Venēru

Gan Amerikas Savienotās Valstis, gan bijusī Padomju Savienība 20. gadsimta otrajā pusē nosūtīja bezpilota misijas, lai izpētītu Venēru.

Līdz šim gadsimtam ir pievienotas Eiropas Kosmosa aģentūras un Japānas misijas. Planētas naidīgo apstākļu dēļ tas nav bijis viegls uzdevums.

Ķemmīšgliemene

Veneras kosmosa misijas, kas ir vēl viens Venēras nosaukums, tika izstrādātas bijušajā Padomju Savienībā no 1961. līdz 1985.gadam. No tām 10 zondes kopumā izdevās sasniegt planētas virsmu, pirmā bija Venera 7, 1970. gadā.

Veneras misijas apkopotie dati ietver temperatūras, magnētiskā lauka, spiediena, blīvuma un atmosfēras sastāva mērījumus, kā arī attēlus melnbaltā krāsā (Venera 9 un 10 1975. gadā) un vēlāk krāsu (Venera 13 un 14 1981. gadā). ).

9. attēls. Zondes Venera kopija. Avots: Wikimedia Commons. Armael / CC0.

Cita starpā, pateicoties šīm zondēm, tika uzzināts, ka Venēras atmosfēru galvenokārt veido oglekļa dioksīds un ka augšējo atmosfēru veido ātrs vējš.

Jūrnieks

Marinera misija uzsāka vairākas zondes, no kurām pirmā bija Mariner 1 1962. gadā, kas neizdevās.

Tālāk Mariner 2 izdevās sasniegt Venēras orbītu, lai savāktu datus no planētas atmosfēras, izmērītu magnētiskā lauka intensitāti un virsmas temperatūru. Viņš arī atzīmēja planētas retrogrādo rotāciju.

Mariner 10 bija pēdējais zonde šajā misijā, kas tika uzsākta 1973. gadā, nodrošinot aizraujošu jaunu informāciju no Merkura un Venēras.

Šai zondei izdevās iegūt 3000 lieliskas izšķirtspējas fotoattēlus, jo tā gāja ļoti tuvu, aptuveni 5760 km attālumā no virsmas. Tai izdevās arī pārraidīt video no Venēras mākoņiem infrasarkanajā spektrā.

Pioniera Venēra

1979. gadā šī misija veica pilnīgu Venēras virsmas karti, izmantojot radaru, izmantojot divas zondes, kas orbītā atradās virs planētas: Pioneer Venus 1 un Pioneer Venus 2. Tajā bija iekārta, lai veiktu atmosfēras pētījumus, izmērītu magnētisko lauku un veiktu spektrometriju. un vēl.

Magelāns

Šī zonde, ko NASA 1990. gadā nosūtīja caur kosmosa kuģi Atlantis, ieguva ļoti detalizētus virsmas attēlus, kā arī lielu daudzumu datu, kas saistīti ar planētas ģeoloģiju.

Šī informācija apstiprina faktu, ka Venērai trūkst plāksnes tektonikas, kā minēts iepriekš.

10. attēls. Magellan zonde īsi pirms tās palaišanas Kenedija kosmosa centrā. Avots: Wikimedia Commons.

Venus Express

Tā bija pirmā no Eiropas Kosmosa aģentūras misijām uz Venēru un ilga no 2005. līdz 2014. gadam, un orbītā bija nepieciešams 153.

Misijas pārziņā bija atmosfēras izpēte, kurā viņi zibens veidā atklāja bagātīgu elektrisko aktivitāti, kā arī temperatūras karšu sastādīšana un magnētiskā lauka mērīšana.

Rezultāti liecina, ka Venērai, iespējams, bija ūdens tālā pagātnē, kā paskaidrots iepriekš, kā arī ziņots par plāna ozona slāņa un atmosfēras sausā ledus klātbūtni.

Venus Express atklāja arī vietas, kuras sauc par karstajiem punktiem, kurās temperatūra ir pat siltāka nekā citur. Zinātnieki uzskata, ka tās ir vietas, kur magma paceļas uz virsmu no dziļuma.

Akatsuki

Saukta arī par Planētu-C, tā tika palaista 2010. gadā, būdama pirmā japāņu zonde, kas vērsta uz Venēru. Viņš ir veicis spektroskopiskus mērījumus, kā arī atmosfēras un vēja ātruma pētījumus, kas ir daudz ātrāki ekvatora tuvumā.

11. attēls. Japānas Akatsuki zondes mākslinieka attēlojums Venēras izpētei. Avots: NASA, izmantojot Wikimedia Commons.

Atsauces

1. Bjorklunds, R. 2010. Kosmoss! Venera. Marshall Cavendish Corporation.
2. Elkins-Tanton, L. 2006. Saules sistēma: saule, dzīvsudrabs un Venera. Čelsijas māja.
3. Britannica. Venera, planēta. Atgūts no: britannica.com.
4. Hollar, S. Saules sistēma. Iekšējās planētas. Britannica izglītības izdevniecība.
5. Sēklas, M. 2011.Saules sistēma. Septītais izdevums. Cengage mācīšanās.
6. Wikipedia. Venēras ģeoloģija. Atgūts no: es.wikipedia.org.
7. Wikipedia. Venera (planēta). Atgūts no: es.wikipedia.org.
8. Wikipedia. Venera (planēta). Atgūts no: en.wikipedia.org.