A Vénusz bolygó a legközelebbi szomszédunk. A Vénusz közelebb kerül a Földhöz, mint bármely más bolygó, 40 millió km-re vagy közelebb. A Nap és a Vénusz távolsága 108 000 000 km, vagyis 0,723 AU.

A Vénusz méretei és tömege közel állnak a Földéhez: a bolygó átmérője mindössze 5%-kal kisebb a Föld átmérőjénél, tömege 0,815 a Földének, gravitációja pedig 0,91 a Földének. Ugyanakkor a Vénusz nagyon lassan forog a tengelye körül a Föld forgásával ellentétes irányba (azaz keletről nyugatra).

Annak ellenére, hogy a XVII-XVIII. Különféle csillagászok többször is beszámoltak a Vénusz természetes műholdjainak felfedezéséről. Jelenleg ismert, hogy a bolygón nincs ilyen.

A Vénusz légköre

Más szárazföldi bolygókkal ellentétben a Vénusz teleszkópokkal történő tanulmányozása lehetetlennek bizonyult M. V. Lomonoszov (1711-1765), 1761. június 6-án megfigyelve a bolygó áthaladását a Nap hátterében, megállapította, hogy a Vénuszt „nemes légkör veszi körül, olyan (ha nem több), mint ami a mi földgömbünket körülveszi”.

A bolygó légköre egy magasságig terjed 5500 km, sűrűsége pedig 35 a Föld sűrűségének szorzata. Légköri nyomás in 100 szor magasabb, mint a Földön, és eléri a 10 millió Pa-t. A bolygó légkörének szerkezetét a ábra mutatja. 1.

A csillagászok, tudósok és amatőrök utoljára 2004. június 8-án figyelhették meg a Vénusz áthaladását a napkorong hátterében Oroszországban. 2012. június 6-án (azaz 8 éves időközönként) ez elképesztő jelenség ismét megfigyelhető. A következő átvonulásra csak 100 év múlva kerül sor.

Rizs. 1. A Vénusz légkörének felépítése

1967-ben a szovjet Venera 4 bolygóközi szonda először továbbított információkat a bolygó légköréről, amely 96%-ban szén-dioxidot tartalmaz (2. ábra).

Rizs. 2. A Vénusz légkörének összetétele

A szén-dioxid magas koncentrációja miatt, amely filmhez hasonlóan megtartja a hőt a felszínen, a bolygó jellegzetes üvegházhatást tapasztal (3. ábra). Az üvegházhatásnak köszönhetően a Vénusz felszíne közelében folyékony víz nem létezik. A levegő hőmérséklete a Vénuszon körülbelül +500 °C. Ilyen körülmények között a szerves élet kizárt.

Rizs. 3. Üvegházhatás a Vénuszon

1975. október 22-én a Venera 9 szovjet szonda landolt a Vénuszon, és először közvetített televíziós riportot erről a bolygóról a Földre.

A Vénusz bolygó általános jellemzői

A szovjet és amerikai bolygóközi állomásoknak köszönhetően ma már ismert, hogy a Vénusz bonyolult domborzatú bolygó.

Hegyvidéki terep 2-3 km magasságkülönbséggel, 300-400 km alapátmérőjű vulkán, és te
a századik kb. 1 km, hatalmas medence (hossza északról délre 1500 km, nyugatról keletre 1000 km) és viszonylag sík területek. A bolygó egyenlítői régiójában több mint 10, a Merkúr krátereihez hasonló gyűrűs szerkezet található, amelyek átmérője 35-150 km, de erősen simított és lapos. Ezenkívül a bolygó kérgében egy 1500 km hosszú, 150 km széles és körülbelül 2 km mély törés található.

1981-ben a „Venera-13” és a „Venera-14” állomások mintákat vizsgáltak a bolygó talajából, és a Vénusz első színes fényképeit továbbították a földre. Ennek köszönhetően tudjuk, hogy a bolygó felszíni kőzetei összetételükben hasonlóak a szárazföldi üledékes kőzetekhez, és a Vénusz horizontja feletti égbolt narancssárga-zöld színű.

Jelenleg a Vénuszra való emberi repülés valószínűtlen, de a bolygótól 50 km-es magasságban a hőmérséklet és a nyomás közel áll a földi viszonyokhoz, így lehetőség van itt bolygóközi állomások létrehozására a Vénusz tanulmányozására és az űrhajók feltöltésére.

A Vénusz a Naptól számított második bolygó, a Földhöz legközelebbi bolygó, és a harmadik legfényesebb objektum az égbolton a Nap és a Hold után. Néha ezt a bolygót a Föld testvérének nevezik, ami a tömeg és a méret bizonyos hasonlóságának köszönhető. A Föld és a Vénusz átmérője közötti különbség 638 km, a Vénusz tömege eléri a Föld tömegének 81,5%-át. A Vénusz bolygót áthatolhatatlan felhőréteg borítja, amely főként kénsavval van kitöltve.

A bolygó ezt a jól ismert nevet a szerelem és a szépség római istennője tiszteletére kapta. A Vénusz bolygó nagy fényereje miatt nagyon feltűnő az égbolton, így már régóta felfigyeltek rá. Valószínűleg a Vénusz fényessége és láthatósága szerepet játszott abban, hogy a szerelem istennőjéről nevezték el. Tehát a szerelemhez, a nőiességhez és a romantikához kapcsolódik.

A Vénusz a második bolygó a Naptól számítva, de a legforróbb bolygó a Naprendszerben.

A nap hossza a Vénuszon, i.e. egy teljes fordulat a tengelye körül tovább tart, mint egy vénuszi év. A bolygó egy tengelyirányú forgása 244 napot vesz igénybe, a keringési út (év) pedig 225 napot vesz igénybe.

A légköri nyomás 92-szer nagyobb, mint a Földön.

Vénuszkutatás

Több űrhajó repült már a Vénuszra. Közülük az első, a Venera 1 csak elrepült a Vénusz mellett. A Venera-1 egy orosz űrszonda, amelyet az S.P. után elnevezett Energia rakéta- és űrvállalat fejlesztett ki. Koroljev (ma NPO Energia). A Venera 1 repülése sikertelen volt, mert megszakadt a kapcsolat a hajóval. Voltak más sikertelen repülések is. De voltak olyan hajók is, amelyek nemcsak a légkör kémiai összetételét tudták tanulmányozni, hanem még magát a felszínt is elérhették.

Az első hajó, amely képes volt légkörkutatásra, a Venera 4 volt. 1967. június 12-én indult. A Venera 4 küldetése rövid volt - a leszálló modult szó szerint összezúzta a bolygó légkörének nyomása, de az orbitális modulnak számos értékes megfigyelést sikerült végrehajtania, és megszerezni az első adatokat a Vénuszról. Ez az expedíció lehetővé tette annak megállapítását, hogy a bolygó légköre 90%-ban szén-dioxidból áll, kevés oxigén- és vízgőztartalommal.

A Vénusz légköre

A Vénusz bolygó légköre több nagy magasságú rétegre oszlik: troposzférára, sztratoszférára, mezoszférára és termoszférára. A felszíntől 700 km-re kezdődik a Vénusz koronája, amely csak hidrogénből áll, és simán átjut a bolygóközi térbe.

A sztratoszféra 70-90 km magasságban foglal helyet. Szépen fel van öltözve.

50-70 km magasságban van egy fő felhőréteg, amely áthatolhatatlan gömbben borítja az egész bolygót.

30-50 km-nél résztömb köd van.

A Vénusz légkörének átlátszatlanságát nem annyira a gázhéj tömege vagy nagyon nagy sűrűsége, hanem elsősorban a folyamatosan záródó felhőréteg magyarázza. A felhőréteg fő összetevője a kénsavcseppek, amelyek tartalma eléri a 75 tömegszázalékot. Emellett klór- és foszfortartalmú aeroszolok is jelen vannak itt. A három felhőréteg közül az alsó elemi ként is tartalmazhat nyomokban.

A nagyobb kénsavcseppek esőként hullanak le, alig érik el a felhőréteg alsó szélét, ahol a magas hőmérséklet hatására elpárolognak, majd kén-dioxiddá, vízgőzré és oxigénné bomlanak. Amint ezek a gázok a felhők legtetejére emelkednek, reakcióba lépnek, és ott ismét kénsav formájában kondenzálódnak. A felhőkben lévő kén eredetileg kén-dioxid formájában jelent meg a vulkánkitörések során.

Felhők veszik körül a Vénuszt a bolygó felszíne felett 50-80 kilométeres rétegben, és főként kén-dioxidból (SO2) és kénsavból (H2SO4) állnak. Ezek a felhők olyan sűrűek, hogy visszaverik az űrbe a Vénuszra világító Nap fényének 60%-át.

Üvegházhatás jön létre, és a réteg hőmérséklete elérheti a 480°C-ot, ami lehetővé teszi, hogy a Vénusz felszíne a rendszerünkben a maximális hőmérsékletre melegedjen.

A Vénusz felszínén a légköri nyomás 90-szer nagyobb, mint a Földön. Ezért hosszú ideig nem lehetett a leszálló járművet a bolygó felszínére hozni - szörnyű nyomás zúzta össze őket.

De az emberek folyamatosan új eszközöket küldtek

A Mariner 10 űrszonda 1967-ben repült a Vénusz mellett 4000 km-es magasságban. Információkat kapott a bolygó nyomásáról, légköri sűrűségéről és összetételéről.

1969-ben megérkezett a szovjet Venera 5-ös és 6-os is, amelyek 50 perces süllyedés alatt tudtak adatokat továbbítani. De a szovjet tudósok nem adták fel. A Venera 7 a felszínre zuhant, de 23 percnyi információt továbbított.

1972-1975 között A Szovjetunió három további szondát indított, amelyeknek sikerült megszerezniük az első képeket a felszínről.

Több mint 4000 kép az út során Higany megkapta a Mariner 10-et. A 20. század 70-es éveinek végén a NASA két szondát készített elő. Az egyik az atmoszféra tanulmányozása és a felszíni térkép elkészítése volt, a második pedig a légkörbe való belépés.

1985-ben indult a Vega program, ahol az eszközöknek a Halley-üstököst kellett volna felfedezniük és a Vénuszra menniük. Szondákat dobtak le, de a légkör viharosabbnak bizonyult, és a mechanizmusokat elfújta az erős szél.

1989-ben Magellán a Vénuszra ment radarjával. 4,5 évet töltött a pályán, és a felszín 98%-át és a gravitációs tér 95%-át rögzítette. Végül a légkörbe került, ahol leégett, de sűrűségi adatokat kapott.

A Vénuszt a Galileo és a Cassini űrszonda mellett figyelték meg. 2007-ben pedig elküldték a MESSENGER-t, amely képes volt néhány mérést végezni a Merkúr felé vezető úton. A légkört és a felhőket a Venus Express szonda is figyelte 2006-ban. A küldetés 2014-ben ért véget.

A Vénusz geológiája

A többi földi bolygóhoz hasonlóan a Vénusz bolygó három rétegből áll: kéregből, köpenyből és magból. Úgy tartják, hogy a Vénusz belseje (ellentétben a Merkúrral vagy a Marssal) nagyon hasonlít a Föld belsejéhez. Tekintettel arra, hogy a teljes értékű geológiai tanulmányok (úgymond terepmunka) összehasonlítása még nem lehetséges, a bolygó rétegeinek valódi összetételét még nem sikerült megállapítani. Jelenleg úgy tartják, hogy a Vénusz kérge 50 kilométer vastag, köpenye 3000 kilométer vastag, magja pedig 6000 kilométer átmérőjű.

A szlávok körében Vénuszt Zarya-Mertsana-nak hívták

Egyes tanulmányok azonban azt mutatják, hogy a Vénusz magja szilárd. Ennek az elméletnek a bizonyítására a kutatók arra hivatkoznak, hogy a bolygón jelentősen hiányzik a mágneses tér. Egyszerűen fogalmazva, a bolygómágneses mezők a bolygó belsejéből a felszínre történő hőátvitelből származnak, és ennek az átvitelnek egy szükséges összetevője a folyékony mag. A mágneses mezők elégtelen erőssége e koncepció szerint azt jelzi, hogy a Vénuszon folyékony mag létezése egyszerűen lehetetlen.

A Vénusz pályája és forgása

A Vénusz keringésének legfigyelemreméltóbb aspektusa a Naptól való egyenletes távolsága. Az orbitális excentricitás mindössze 0,00678, azaz pálya Vénusz a legkerekebb a Naprendszer összes bolygója közül. Sőt, egy ilyen kis excentricitás azt jelzi, hogy a Vénusz perihélium (1,09 x 10 8 km) és aphelion (1,09 x 10 8 km) között mindössze 1,46 x 10 6 kilométer a különbség.

A Vénusz forgásával kapcsolatos információk, valamint a felszínére vonatkozó adatok rejtélyek maradtak egészen a huszadik század második feléig, amikor az első radaradatokat megszerezték. Kiderült, hogy a bolygó forgása a tengelye körül az óramutató járásával ellentétes, ha a pálya "felső" síkjából nézzük, valójában a Vénusz forgása retrográd, vagyis az óramutató járásával megegyező irányban. Ennek oka jelenleg nem ismert.

Évmilliárdokkal ezelőtt a Vénusz éghajlata hasonló lehetett a Földéhez. A tudósok úgy vélik, hogy a Vénuszban egykor bőséges víz és óceán volt, de a magas hőmérséklet és az üvegházhatás felforralta a vizet, és a bolygó felszíne mára túl forró és ellenséges ahhoz, hogy fenntartsa az életet.

A Vénusz jellemzői röviden

Súly: 4,87*10¬24 kg (0,815 föld)
Átmérő az egyenlítőnél: 12102 km
Tengelydőlés: 177,36°
Sűrűség: 5,24 g/cm3
Átlagos felületi hőmérséklet: +465 °C
A tengely körüli forgási periódus (nap): 244 nap (retrográd)
Távolság a Naptól (átlag): 0,72 a. e vagy 108 millió km
Nap körüli keringési idő (év): 225 nap
Keringési sebesség: 35 km/s
Orbitális excentricitás: e = 0,0068
A pálya dőlése az ekliptikához képest: i = 3,86°
Gravitációs gyorsulás: 8,87m/s2
Légkör: szén-dioxid (96%), nitrogén (3,4%)
Műholdak: nem

Vénusz bolygó

Általános információk a Vénusz bolygóról. A Föld nővére

1. ábra Vénusz. MESSENGER fénykép 2008. január 14-ről. Köszönetnyilvánítás: NASA/Johns Hopkins Egyetem Alkalmazott Fizikai Laboratóriuma/Washingtoni Carnegie Intézet

A Vénusz a második bolygó a Naptól számítva, mérete, gravitációja és összetétele nagyon hasonlít a Földünkhöz. Ugyanakkor a Nap és a Hold után a legfényesebb objektum az égbolton, eléri a -4,4 magnitúdót.

A Vénusz bolygót nagyon jól tanulmányozták, mert több mint egy tucat űrszonda látogatta meg, de a csillagászoknak még mindig vannak kérdéseik. Íme csak néhány közülük:

A kérdések közül az első a Vénusz forgására vonatkozik: szögsebessége pontosan akkora, hogy az alsó konjunkció során a Vénusz mindig ugyanazzal az oldallal néz a Föld felé. A Vénusz forgása és a Föld keringési mozgása közötti ilyen összhang okai még nem tisztázottak...

A második kérdés a Vénusz légkörének mozgási forrása, amely egy folytonos óriási örvény. Ráadásul ez a mozgás nagyon erős, és elképesztő állandóság jellemzi. Nem ismert, hogy milyen erők hoznak létre ilyen méretű légköri örvényt?

És az utolsó, harmadik kérdés - van-e élet a Vénusz bolygón? A helyzet az, hogy a Vénusz felhőrétegében több tíz kilométeres magasságban az élőlények életére meglehetősen alkalmas körülmények figyelhetők meg: nem túl magas hőmérséklet, megfelelő nyomás stb.

Meg kell jegyezni, hogy alig fél évszázaddal ezelőtt sokkal több kérdés merült fel a Vénusszal kapcsolatban. A csillagászok semmit sem tudtak a bolygó felszínéről, nem ismerték elképesztő atmoszférájának összetételét, nem ismerték magnetoszférájának tulajdonságait és még sok minden mást. De tudták, hogyan találják meg a Vénuszt az éjszakai égbolton, hogyan figyeljék meg a bolygó Nap körüli mozgásával kapcsolatos fázisait stb. Az ilyen megfigyelésekről az alábbiakban olvashat bővebben.

A Vénusz bolygó megfigyelése a Földről

2. ábra A Vénusz bolygó képe a Földről. Köszönetnyilvánítás: Carol Lakomiak

Mivel a Vénusz közelebb van a Naphoz, mint a Föld, soha nem tűnik túl távol tőle: a legnagyobb szög közte és a Nap között 47,8°. A Föld égboltján elfoglalt helyzetének ilyen sajátosságai miatt a Vénusz röviddel napkelte előtt vagy valamivel napnyugta után éri el maximális fényerejét. 585 nap alatt váltakozik esti és reggeli láthatóságának periódusa: a periódus elején a Vénusz csak reggel látható, majd - 263 nap múlva már nagyon közel kerül a Naphoz, fényessége pedig igen. ne engedje, hogy a bolygót 50 napig lássák; majd jön a Vénusz esti láthatóságának időszaka, amely 263 napig tart, mígnem a bolygó 8 napra ismét eltűnik, a Föld és a Nap között találva magát. Ezt követően a láthatóság váltakozása megismétlődik ugyanabban a sorrendben.

Könnyű felismerni a Vénusz bolygót, mert az éjszakai égbolton a Nap és a Hold után a legfényesebb lámpatest, maximum -4,4 magnitúdót ér el. A bolygó megkülönböztető jellemzője a sima fehér szín.

3. ábra A Vénusz fázisainak változása. Hitel: weboldal

A Vénusz megfigyelésekor akár egy kis távcsővel is láthatjuk, hogyan változik korongjának megvilágítása az idő múlásával, i.e. fázisváltás következik be, amelyet először Galileo Galilei figyelt meg 1610-ben. Bolygónkhoz legközelebbi megközelítésénél a Vénusznak csak egy kis része marad megszentelve, és vékony sarló formát ölt. A Vénusz pályája ebben az időben 3,4°-os szöget zár be a Föld pályájával, így általában közvetlenül a Nap felett vagy alatt halad el legfeljebb tizennyolc napátmérő távolságban.

De néha megfigyelhető olyan helyzet, amelyben a Vénusz bolygó megközelítőleg ugyanazon a vonalon helyezkedik el a Nap és a Föld között, és akkor láthat egy rendkívül ritka csillagászati ​​jelenséget - a Vénusz áthaladását a Nap korongján, amelyben a bolygó egy kis sötét „folt” formáját ölti, amelynek átmérője a Nap 1/30-a.

4. ábra A Vénusz áthaladása a Nap korongján. Kép a NASA TRACE műholdjáról, 2004. augusztus 6. Köszönetnyilvánítás: NASA

Ez a jelenség 243 év alatt megközelítőleg 4 alkalommal fordul elő: először 2 téli átvonulás figyelhető meg 8 éves periódussal, majd 121,5 éves periódus tart, és további 2, ezúttal nyári átvonulás fordul elő ugyanilyen 8 éves periódussal. A Vénusz téli átvonulása csak 105,8 év múlva lesz megfigyelhető.

Megjegyzendő, hogy ha a 243 éves ciklus időtartama egy viszonylag állandó érték, akkor a téli és nyári tranzit periódusa ezen belül változik a bolygók pályájuk kapcsolódási pontjaira visszatérő periódusainak kis eltérései miatt. .

Így 1518-ig a Vénusz belső átvonulási sorrendje „8-113,5-121,5”-nek nézett ki, 546 előtt pedig 8 tranzit volt, amelyek között 121,5 év volt. A jelenlegi szekvencia 2846-ig marad, utána egy másik váltja fel: „105,5-129,5-8”.

A Vénusz bolygó utolsó, 6 órás tranzitját 2004. június 8-án figyelték meg, a következőre 2012. június 6-án kerül sor. Aztán szünet következik, aminek csak 2117 decemberében lesz vége.

A Vénusz bolygó felfedezésének története

5. ábra: A csillagvizsgáló romjai Chichen Itza városában (Mexikó). Forrás: wikipedia.org.

A Vénusz bolygót a Merkúrral, a Marsszal, a Jupiterrel és a Szaturnusszal együtt az újkőkor (új kőkorszak) emberei ismerték. A bolygót jól ismerték az ókori görögök, egyiptomiak, kínaiak, Babilon és Közép-Amerika lakói, valamint Észak-Ausztrália törzsei. De a Vénusz csak reggeli vagy esti megfigyelésének sajátosságai miatt az ókori csillagászok azt hitték, hogy teljesen más égi objektumokat látnak, ezért a reggeli Vénuszt egy néven, az esti Vénuszt más néven nevezték el. Így a görögök a Vesper nevet adták az esti Vénusznak, és a Foszfor nevet a reggeli Vénusznak. Az ókori egyiptomiak két nevet is adtak a bolygónak: Tayoumutiri - a reggeli Vénusz és Owaiti - az esti Vénusz. A maja indiánok a Vénust Noh Ek-nek – „Nagy csillagnak” vagy Xux Ek-nek – „darázscsillagnak” nevezték, és tudták, hogyan kell kiszámítani a szinódus időszakát.

Az első emberek, akik megértették, hogy a reggeli és az esti Vénusz ugyanaz a bolygó, a görög Pythagoreusok voltak; kicsivel később egy másik ókori görög, a pontusi Heraklidész azt javasolta, hogy a Vénusz és a Merkúr a Nap körül keringenek, nem a Föld körül. Ugyanebben az időben a görögök a szerelem és a szépség istennőjének, Aphroditénak a nevét adták a bolygónak.

De a modern emberek számára ismerős bolygó a „Vénusz” nevet a rómaiaktól kapta, akik az egész római nép védőistennőjének tiszteletére nevezték el, aki ugyanazt a helyet foglalta el a római mitológiában, mint a görög Aphrodité.

Mint látható, az ókori csillagászok csak a bolygót figyelték meg, egyidejűleg kiszámították a szinódikus forgási periódusokat és elkészítették a csillagos égbolt térképét. A Föld és a Nap távolságát is megpróbálták kiszámítani a Vénusz megfigyelésével. Ehhez szükség van arra, hogy amikor egy bolygó közvetlenül elhalad a Nap és a Föld között, parallaxis módszerrel, bolygónk két meglehetősen távoli pontján meg kell mérni az áthaladás kezdetének vagy befejezésének időpontjában a kisebb eltéréseket. Ezt követően a pontok közötti távolságot használják az alap hosszaként a Nap és a Vénusz távolságának háromszögelési módszerrel történő meghatározásához.

A történészek nem tudják, hogy a csillagászok mikor figyelték meg először a Vénusz bolygó áthaladását a Napkorongon, de ismerik annak a személynek a nevét, aki először jósolta meg az áthaladást. Johannes Kepler német csillagász volt az, aki megjósolta 1631 elhaladását. A megjósolt évben azonban a Kepleri-féle előrejelzés némi pontatlansága miatt senki sem figyelte meg az áthaladást Európában...

6. ábra Jerome Horrocks megfigyeli a Vénusz bolygó áthaladását a Nap korongján. Forrás: wikipedia.org.

Ám egy másik csillagász, Jerome Horrocks, Kepler számításain finomítva, kiderítette a tranzitok pontos ismétlődési periódusait, és 1639. december 4-én angliai Much Hoole-i otthonából saját szemével láthatta az áthaladást. Vénusz a Nap korongján keresztül.

Egy egyszerű távcső segítségével Horrocks egy táblára vetítette a napkorongot, ahol a megfigyelő szeme biztonságosan láthatta mindazt, ami a napkorong hátterében történik. És 15:15-kor, alig fél órával napnyugta előtt Horrocks végre meglátta a megjósolt áthaladást. Megfigyelései alapján az angol csillagász megpróbálta megbecsülni a Föld és a Nap közötti távolságot, amely 95,6 millió km-nek bizonyult.

1667-ben Giovanni Domenico Cassini tett először kísérletet a Vénusz tengelye körüli forgási periódusának meghatározására. Az általa kapott érték nagyon messze volt a ténylegestől, és 23 óra 21 percet tett ki. Ez annak volt köszönhető, hogy a Vénuszt naponta csak egyszer és több órán keresztül kellett megfigyelni. Cassini több napon keresztül a bolygóra irányította a távcsövet, és mindig ugyanazt a képet látta, és arra a következtetésre jutott, hogy a Vénusz bolygó teljes körforgást végzett a tengelye körül.

Horrocks és Cassini megfigyelései után és Kepler számításainak ismeretében a csillagászok szerte a világon izgatottan várták a következő alkalmat, hogy megfigyelhessék a Vénusz áthaladását. És ez a lehetőség 1761-ben kínálkozott számukra. A megfigyeléseket végző csillagászok között volt Mihail Vasziljevics Lomonoszov orosz tudósunk is, aki fényes gyűrűt fedezett fel a Vénusz sötét korongja körül, amikor a bolygó belép a napkorongba, valamint amikor elhagyta azt. Lomonoszov a megfigyelt jelenséget, amelyet később róla neveztek el („Lomonoszov-jelenség”), azzal magyarázta, hogy a Vénuszon olyan atmoszféra van, amelyben a napsugarak megtörtek.

Nyolc évvel később a megfigyeléseket William Herschel angol csillagász és Johann Schröter német csillagász folytatta, akik másodszor „fedezték fel” a vénuszi légkört.

A 19. század 60-as éveiben a csillagászok kísérletet tettek a Vénusz felfedezett légkörének összetételének meghatározására, és mindenekelőtt az oxigén és a vízgőz jelenlétének spektrális elemzéssel történő meghatározására. Azonban sem oxigént, sem vízgőzt nem találtak. Egy idő után, már a huszadik században, újraindultak az „életgázok” felkutatására irányuló kísérletek: megfigyeléseket és kutatásokat végzett A. A. Belopolsky Pulkovóban (Oroszország) és Vesto Melvin Slifer Flagstaffban (USA).

Ugyanebben a XIX. Giovanni Schiaparelli olasz csillagász ismét megpróbálta megállapítani a Vénusz tengelye körüli forgási periódusát. Feltételezve, hogy a Vénusz Nap felé való forgása mindig az egyik oldala a nagyon lassú forgásának, a tengelye körüli forgásának periódusát 225 napnak állapította meg, ami 18 nappal volt rövidebb, mint a valós.

7. ábra Mount Wilson Obszervatórium. Hitelképesség: MWOA

1923-ban Edison Pettit és Seth Nicholson a kaliforniai Mount Wilson Obszervatóriumban (USA) elkezdték mérni a Vénusz felső felhőinek hőmérsékletét, amelyet később sok tudós végzett. Kilenc évvel később W. Adams és T. Denham amerikai csillagászok ugyanabban az obszervatóriumban három szén-dioxidhoz (CO 2) tartozó sávot észleltek a Vénusz spektrumában. A sávok intenzitása arra a következtetésre vezetett, hogy ennek a gáznak a mennyisége a Vénusz légkörében sokszorosa a Föld légkörében lévő mennyiségének. Más gázt nem találtak a vénuszi légkörben.

1955-ben William Sinton és John Strong (USA) megmérte a Vénusz felhőrétegének hőmérsékletét, amely -40 ° C-nak bizonyult, és még ennél is alacsonyabbnak bizonyult a bolygó pólusai közelében.

Az amerikaiak mellett a szovjet tudósok, N. P. Barabashov, V. V. részt vettek a Naptól számított második bolygó felhőrétegének vizsgálatában. Sharonov és V.I. Yezersky, B. Liot francia csillagász. Kutatásaik, valamint a Sobolev által kidolgozott, sűrű bolygóköri légkör fényszórásának elmélete azt mutatta, hogy a Vénusz-felhők részecskemérete körülbelül egy mikrométer. A tudósoknak csak e részecskék természetét kellett kideríteniük, és részletesebben meg kellett vizsgálniuk a Vénusz felhőrétegének teljes vastagságát, nem csak a felső határát. És ehhez bolygóközi állomásokat kellett küldeni a bolygóra, amelyeket később a Szovjetunió és az USA tudósai és mérnökei hoztak létre.

Az első űrszonda, amelyet a Vénusz bolygóra indítottak, a Venera 1 volt. Ez az esemény 1961. február 12-én történt. Egy idő után azonban megszakadt a kommunikáció az eszközzel, és a Venera-1 a Nap műholdjaként pályára lépett.

8. ábra "Venera-4". hitel: NSSDC

9. ábra "Venera-5". hitel: NSSDC

A következő kísérlet szintén sikertelen volt: a Venera-2 készülék 24 ezer km távolságra repült. a bolygóról. Egyedül a Szovjetunió által 1965-ben felbocsátott Venera 3 volt képes viszonylag közel jönni a bolygóhoz, sőt a felszínére is leszállni, amit egy speciálisan erre a célra tervezett leszálló is megkönnyített. De az állomás vezérlőrendszerének meghibásodása miatt nem érkezett adat a Vénuszról.

2 évvel később - 1967. június 12-én a szintén leszálló modullal felszerelt Venera-4 elindult a bolygóra, melynek célja a Vénusz légkör fizikai tulajdonságainak és kémiai összetételének tanulmányozása volt 2 ellenálláshőmérővel, egy barometrikus. érzékelő, egy ionizációs légköri sűrűségmérő és 11 patron - gázelemző. Az eszköz elérte célját azzal, hogy megállapította a hatalmas mennyiségű szén-dioxid jelenlétét, a bolygót körülvevő gyenge mágneses mezőt és a sugárzási övek hiányát.

1969-ben, mindössze 5 napos időközzel, 2 bolygóközi állomás 5-ös és 6-os sorszámmal egyszerre ment a Vénuszra.

Rádióadókkal, rádiós magasságmérőkkel és egyéb tudományos berendezésekkel felszerelt leszálló járműveik a leereszkedés során a légkör nyomásáról, hőmérsékletéről, sűrűségéről és kémiai összetételéről továbbítottak információkat. Kiderült, hogy a vénuszi légkör nyomása eléri a 27 atmoszférát; Nem sikerült kideríteni, hogy ez meghaladhatja-e a megadott értéket: a leszálló járműveket egyszerűen nem nagyobb nyomásra tervezték. A vénuszi légkör hőmérséklete az űrszonda leereszkedésekor 25°C és 320°C között mozgott. A légkör összetételében a szén-dioxid dominált kis mennyiségű nitrogénnel, oxigénnel és vízgőz keverékével.

10. ábra Mariner 2. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL

A Szovjetunió űrrepülőgépein kívül a Mariner sorozat amerikai űrrepülőgépei a Vénusz bolygót tanulmányozták, amelyek közül az első 2-es sorszámmal (az 1-es indításkor balesetet szenvedett) 1962 decemberében elrepült a bolygó mellett, meghatározva. felületének hőmérséklete. Hasonlóképpen, miközben 1967-ben elrepült a bolygó mellett, a Vénuszt egy másik amerikai űrszonda, a Mariner 5 fedezte fel. A program végrehajtása során az ötödik tengerészgyalogos megerősítette a szén-dioxid túlsúlyát a Vénusz légkörében, és megállapította, hogy a légkör vastagságában a nyomás elérheti a 100 atmoszférát, a hőmérséklet pedig a 400 ° C-ot.

Meg kell jegyezni, hogy a Vénusz bolygó tanulmányozása a 60-as években. is a Földről jött. Így radar módszerekkel amerikai és szovjet csillagászok megállapították, hogy a Vénusz forgása fordított, a Vénusz forgási periódusa pedig ~243 nap.

A Venera-7 űrszonda 1970. december 15-én érte el először a bolygó felszínét, és 23 perces munkavégzés után adatokat továbbított a légkör összetételéről, különböző rétegeinek hőmérsékletéről, valamint a nyomásról. , a mérési eredmények szerint 90 atmoszférának bizonyult.

Másfél évvel később, 1972 júliusában újabb szovjet apparátus landolt a Vénusz felszínén.

A leereszkedő modulra felszerelt tudományos berendezések segítségével a Vénusz felszínén a megvilágítást 350 ± 150 luxnak (mint a Földön felhős napon), a felszíni kőzetek sűrűségét pedig 1,4 g/cm 3 -nek mérték. Megállapították, hogy a Vénusz felhői 48-70 km magasságban fekszenek, réteges szerkezetűek és 80%-os kénsavcseppekből állnak.

1974 februárjában a Mariner 10 elrepült a Vénusz mellett, és 8 napon keresztül fényképezte a felhőtakarót, hogy tanulmányozza a légkör dinamikáját. Az így kapott képekből meg lehetett határozni, hogy a Vénusz felhőréteg forgási ideje 4 nap. Az is kiderült, hogy ez a forgás az óramutató járásával megegyező irányban történik, ha a bolygó északi pólusáról nézzük.

11. ábra Venera-10 süllyesztő modul. hitel: NSSDC

Néhány hónappal később, 1974 októberében a 9-es és 10-es sorozatszámú szovjet űrszondák a Vénusz felszínén landoltak, miután egymástól 2200 km-re landoltak, és a leszállóhelyeken továbbították a Földre az első panorámákat a felszínről. A leszálló járművek egy órán belül tudományos információkat továbbítottak a felszínről az űrrepülőgépekre, amelyeket a Vénusz mesterséges műholdjainak pályájára vittek és továbbítottak a Földre.

Meg kell jegyezni, hogy a „Vener-9 és 10” repülések után a Szovjetunió a sorozat összes űrhajóját párban indította el: először egy eszközt küldtek a bolygóra, majd egy másikat minimális időintervallumban.

Így 1978 szeptemberében a Venera-11 és a Venera-12 a Vénuszra ment. Ugyanezen év december 25-én ereszkedő járműveik elérték a bolygó felszínét, számos fényképet készítettek, és néhányat továbbítottak a Földre. Részben azért, mert az egyik leszálló jármű védőkamra fedelei nem nyíltak ki.

A készülékek leereszkedése során elektromos kisüléseket rögzítettek a Vénusz légkörében, és rendkívül erős és gyakoriakat. Tehát az egyik eszköz másodpercenként 25 kisülést észlelt, a másik körülbelül ezret, és az egyik mennydörgés 15 percig tartott. A csillagászok szerint az elektromos kisülések aktív vulkáni tevékenységhez kapcsolódnak azokon a helyeken, ahol az űrhajók leszálltak.

Körülbelül ugyanebben az időben a Vénusz vizsgálatát már az 1978. május 20-án felbocsátott amerikai sorozatú űrszonda, a Pioneer Venera 1 is végezte.

A december 4-én a bolygó körül 24 órás elliptikus pályára lépő készülék másfél éven keresztül radaros feltérképezést végzett a felszínen, a Vénusz magnetoszféráját, ionoszféráját és felhőszerkezetét vizsgálva.

12. ábra "Pioneer-Venera-1". hitel: NSSDC

Az első „úttörő” után a második a Vénuszra került. Ez 1978. augusztus 8-án történt. November 16-án a leszálló járművek közül az első és a legnagyobb 4 nappal később 3 másik ereszkedő jármű vált le. December 9-én mind a négy modul belépett a bolygó légkörébe.

A Pioneer-Venera-2 leszálló járművek vizsgálatának eredményei alapján meghatározták a Vénusz légkörének összetételét, melynek eredményeként kiderült, hogy az argon-36 és az argon-38 koncentrációja benne 50 -500-szor magasabb, mint ezeknek a gázoknak a koncentrációja a Föld légkörében. A légkör elsősorban szén-dioxidból áll, kis mennyiségű nitrogénnel és egyéb gázokkal. A bolygó felhői alatt vízgőz nyomait és a vártnál magasabb molekuláris oxigénkoncentrációt fedeztek fel.

Maga a felhőréteg, mint kiderült, legalább 3 jól körülhatárolható rétegből áll.

A felső, 65-70 km magasságban fekvő, tömény kénsavat tartalmaz. A másik 2 réteg összetételében megközelítőleg azonos, azzal a különbséggel, hogy a legalsóban nagyobb kénrészecskék vannak túlsúlyban. 30 km alatti magasságban. A Vénusz légköre viszonylag átlátszó.

Az ereszkedés során a készülékek hőmérsékletméréseket végeztek, amelyek megerősítették a Vénuszon uralkodó kolosszális üvegházhatást. Tehát ha 100 km-es magasságban a hőmérséklet -93°C volt, akkor a felhők tetején -40°C, majd tovább emelkedett, elérve a 470°C-ot a felszínen...

1981 októberében-novemberében 5 napos időközzel útnak indult a „Venera-13” és a „Venera-14”, amelyek leszálló járművei márciusban, már 82-én, panorámaképeket sugározva értek el a bolygó felszínére. a földi leszállóhelyeket, amelyeken a sárgászöld vénuszi égbolt látható, és a vénuszi talaj összetételét megvizsgálva találtak: szilícium-dioxidot (a talaj teljes tömegének legfeljebb 50%-a), alumínium timsót ( 16%), magnézium-oxidok (11%), vas, kalcium és egyéb elemek. Ezenkívül a Venera 13-ra telepített hangrögzítő eszköz segítségével a tudósok először hallották egy másik bolygó hangját, nevezetesen a mennydörgést.

13. ábra A Vénusz bolygó felszíne. A Venera 13 űrszondáról készült fotó 1982. március 1-jén. hitel: NSSDC

1983. június 2-án az AMS (automatikus bolygóközi állomás) Venera-15 elindult a Vénusz bolygóra, amely ugyanazon év október 10-én poláris pályára állt a bolygó körül. Október 14-én állították pályára a Venera-16-ot, amelyet 5 nappal később indítottak. Mindkét állomást úgy tervezték, hogy a fedélzetre szerelt radarok segítségével tanulmányozzák a Vénusz terepet. Az állomások több mint nyolc hónapig dolgoztak együtt, és hatalmas területen kaptak képet a bolygó felszínéről: az északi pólustól az északi szélesség 30°-ig. Ezen adatok feldolgozásának eredményeként 27 lapon összeállították a Vénusz északi féltekéjének részletes térképét, és megjelent a bolygó domborművének első atlasza, amely azonban csak a felszínének 25%-át fedte le. Szintén a kamerákból származó anyagok alapján a szovjet és amerikai térképészek a Tudományos Akadémia és a NASA égisze alatt lezajlott első nemzetközi földönkívüli térképészeti projekt részeként közösen elkészítették a Vénusz északi részének három áttekintő térképéből álló sorozatot. A „Magellán repüléstervező készlet” című térképsorozat bemutatására 1989 nyarán került sor a washingtoni Nemzetközi Geológiai Kongresszuson.

14. ábra Az AMS "Vega-2" süllyesztő modulja. hitel: NSSDC

A Vénusz után a bolygó tanulmányozását a Vega sorozat szovjet űrszondája folytatta. Két ilyen eszköz volt: a Vega-1 és a Vega-2, amelyek 6 napos eltéréssel 1984-ben indultak a Vénuszra. Hat hónappal később a készülékek közel kerültek a bolygóhoz, majd leváltak róluk a leszálló modulok, amelyek a légkörbe kerülve szintén leszálló modulokra és ballonszondákra oszlottak.

2 ballonszonda, miután héliummal megtöltötte ejtőernyőinek héját, mintegy 54 km-es magasságban sodródott a bolygó különböző féltekéin, és két napon keresztül továbbított adatokat, ezalatt mintegy 12 ezer km távolságot repültek. Az átlagos sebesség, amellyel a szondák ezen az útvonalon repültek, 250 km/h volt, amit a vénuszi légkör erőteljes globális forgása segített elő.

A szonda adatai nagyon aktív folyamatok jelenlétét mutatták ki a felhőrétegben, amelyeket erős felfelé és lefelé irányuló áramlatok jellemeznek.

Amikor a Vega-2 szonda az Aphrodite régióban egy 5 km magas csúcs felett repült, egy légzsebbe esett, és meredeken 1,5 km-rel süllyedt. Mindkét szonda villámkisüléseket is rögzített.

A leszállók ereszkedés közben a felhőréteget és a légkör kémiai összetételét tanulmányozták, majd a Rusalka-síkságon egy lágy landolást követően röntgenfluoreszcencia spektrumok mérésével kezdték meg a talaj elemzését. Mindkét helyen, ahol a modulok leszálltak, olyan kőzeteket fedeztek fel, amelyekben viszonylag alacsony a természetes radioaktív elemek tartalma.

1990-ben gravitációs manőverek végrehajtása közben a Galileo űrszonda elrepült a Vénusz mellett, ahonnan a NIMS infravörös spektrométer fényképezte le, aminek eredményeként kiderült, hogy az 1,1, 1,18 és 1 hullámhosszokon a 02 µm-es jel korrelál a felszíni topográfia, vagyis a megfelelő frekvenciákhoz „ablakok” vannak, amelyeken keresztül a bolygó felszíne látható.

15. ábra A Magellan bolygóközi állomás betöltése az Atlantis űrszonda rakterébe. Kredit: JPL

Egy évvel korábban, 1989. május 4-én indult el a NASA Magellán bolygóközi állomása a Vénusz bolygóra, amely 1994 októberéig működött, szinte a bolygó teljes felületéről kapott fényképeket, egyidejűleg számos kísérletet végrehajtva.

A felmérést 1992 szeptemberéig végezték, a bolygó felszínének 98%-át lefedve. Miután 1990 augusztusában a Vénusz körül megnyúlt poláris pályára lépett 295-8500 km magassággal és 195 perces keringési periódussal, az eszköz egy keskeny sávot térképezett fel, melynek szélessége 17-28 km és hossza körülbelül 70 ezer km. a bolygó megközelítése. Összesen 1800 ilyen csík volt.

Mivel a Magellan többször is filmezett számos területet különböző szögekből, ami lehetővé tette a felszín háromdimenziós modelljének elkészítését, valamint a táj lehetséges változásainak feltárását. A sztereó képet a Vénusz felszínének 22%-án kaptuk. Ezenkívül összeállították a következőket: a Vénusz felszínének magassági térképe, amelyet magasságmérővel (magasságmérővel) és kőzeteinek elektromos vezetőképességének térképét kaptak.

Az 500 m-ig terjedő részleteket könnyen megkülönböztető képek eredményei alapján kiderült, hogy a Vénusz bolygó felszínét főként dombos síkságok foglalják el, és geológiai mércével mérve viszonylag fiatal - körülbelül 800 millió éves. régi. Viszonylag kevés meteoritkráter található a felszínen, de a vulkáni tevékenység nyomait gyakran találják.

1992 szeptemberétől 1993 májusáig Magellán a Vénusz gravitációs mezőjét tanulmányozta. Ebben az időszakban nem végzett felszíni radarral, hanem állandó rádiójelet sugárzott a Földre. A jel frekvenciájának változtatásával sikerült meghatározni az eszköz sebességének legkisebb változásait (ún. Doppler-effektus), amely lehetővé tette a bolygó gravitációs mezőjének minden jellemzőjének azonosítását.

Májusban a Magellan megkezdte első kísérletét: az atmoszférikus fékezési technológia gyakorlati alkalmazását a Vénusz gravitációs teréről korábban megszerzett információk tisztázására. Ennek érdekében a pálya legalsó pontját kissé leengedték, így az eszköz hozzáért a légkör felső rétegeihez, és üzemanyagpazarlás nélkül megváltoztatta a pálya paramétereit. Augusztusban a Magellán pályája 180-540 km magasságban futott, keringési ideje 94 perc volt. Az összes mérés eredménye alapján egy „gravitációs térképet” állítottak össze, amely a Vénusz felszínének 95%-át fedi le.

Végül 1994 szeptemberében végezték el az utolsó kísérletet, melynek célja a légkör felső rétegeinek vizsgálata volt. A készülék napelemeit szélmalom lapátjaihoz hasonlóan helyezték el, és a Magellán pályája csökkent. Ez lehetővé tette, hogy információkat szerezzünk a légkör legfelső rétegeiben lévő molekulák viselkedéséről. Október 11-én engedték le utoljára a pályát, október 12-én pedig a légkör sűrű rétegeibe kerülve megszakadt a kapcsolat a készülékkel.

Működése során a Magellán több ezer pályát tett meg a Vénusz körül, és oldalsó pásztázó radarokkal háromszor fényképezte le a bolygót.

16. ábra A Vénusz bolygó felszínének hengeres térképe, a Magellán bolygóközi állomás képei alapján összeállított. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL

A Magellán repülése után 11 hosszú éven át törés következett be a Vénusz űrhajók általi tanulmányozásának történetében. A Szovjetunió bolygóközi kutatási programját megnyirbálták, az amerikaiak más bolygókra tértek át, elsősorban a gázóriásokra: a Jupiterre és a Szaturnuszra. És csak 2005. november 9-én az Európai Űrügynökség (ESA) egy új generációs űrrepülőgépet, a Venus Expresszt küldött a Venusnak, amely ugyanazon a platformon készült, mint a 2 évvel korábban felbocsátott Mars Express.

17. ábra Venus Express. Hitelképesség: ESA

5 hónappal a kilövés után, 2006. április 11-én az eszköz megérkezett a Vénusz bolygóra, hamarosan egy igen megnyúlt elliptikus pályára állt, és mesterséges műholdjává vált. A pálya legtávolabbi pontján a bolygó középpontjától (apocenter) a Venus Express a Vénusztól 220 ezer kilométeres távolságra, a legközelebbi ponton (periapsis) pedig mindössze 250 kilométeres magasságban haladt el a Vénusztól. a bolygó felszíne.

Egy idő után a pálya finom korrekcióinak köszönhetően a Venus Express percentere még lejjebb süllyedt, ami lehetővé tette, hogy az eszköz bejusson a légkör legfelső rétegeibe, és az aerodinamikai súrlódás miatt újra és újra, kissé, de Természetesen a sebesség csökkentésével csökkentse az apocentrum magasságát. Ennek eredményeként a cirkumpolárissá vált pálya paraméterei a következő paramétereket kapták: az apocenter magassága - 66 000 kilométer, a periapszis magassága - 250 kilométer, az eszköz keringési ideje - 24 óra.

A Venus Express cirkumpoláris munkapályájának paramétereit nem véletlenül választották ki: a 24 órás keringési idő megfelelő a Földdel való rendszeres kommunikációhoz: a bolygóhoz közeledve a készülék tudományos információkat gyűjt, attól távolodva pedig 8 órás kommunikációs munkamenet, akár 250 MB információ továbbításával. A pálya másik fontos jellemzője a Vénusz egyenlítőjére való merőlegessége, ezért van lehetőség a készüléknek a bolygó sarki régióinak részletes tanulmányozására.

Cirkumpoláris pályára lépéskor bosszantó probléma történt a készülékkel: a légkör kémiai összetételének vizsgálatára hivatott PFS spektrométer meghibásodott, vagy inkább kikapcsolt. Mint kiderült, elakadt a tükör, amely a műszer „kinézetét” a referenciaforrásról (a szonda fedélzetén) a bolygóra váltotta volna. A hiba kiküszöbölésére tett kísérletek után a mérnökök el tudták 30 fokkal elfordítani a tükröt, de ez nem volt elég a készülék működéséhez, végül ki kellett kapcsolni.

Április 12-én a készülék először fényképezte le a Vénusz korábban nem fényképezett déli pólusát. Ezek az első fényképek, amelyeket a VIRTIS spektrométer a felszín felett 206 452 kilométerről készített, a bolygó északi pólusa felett hasonló képződményhez hasonló sötét krátert tártak fel.

18. ábra Felhők a Vénusz felszíne felett. Hitelképesség: ESA

Április 24-én a VMC kamerája egy sor felvételt készített a Vénusz felhőtakarójáról az ultraibolya tartományban, ami ennek a sugárzásnak a bolygó légkörében való jelentős - 50 százalékos - elnyelésével függ össze. A koordináta-rácsra illesztve az eredmény egy jelentős felhőterületet lefedő mozaikkép lett. A kép elemzése alacsony kontrasztú szalagszerkezeteket tárt fel, amelyek az erős szél következményei.

Egy hónappal érkezése után – május 6-án, moszkvai idő szerint 23:49-kor (19:49 UTC) – a Venus Express 18 órás keringési periódussal állandó üzemi pályájára állt.

Május 29-én az állomás infravörös felmérést végzett a déli sarkvidéken, és egy nagyon váratlan alakú örvényt fedezett fel: két „nyugalmi zónával”, amelyek komplex módon kapcsolódnak egymáshoz. A kép részletesebb tanulmányozása után a tudósok arra a következtetésre jutottak, hogy előttük 2 különböző szerkezet feküdt különböző magasságokban. Még mindig nem világos, hogy ez a légköri képződmény mennyire stabil.

A VIRTIS július 29-én 3 képet készített a Vénusz légköréről, amelyekből egy mozaikot állítottak össze, amely megmutatja annak összetett szerkezetét. A képek körülbelül 30 perces időközönként készültek, és már észrevehetően nem estek egybe a határokon, ami a Vénusz légkörének magas dinamizmusát jelzi, amely a 100 m/sec feletti sebességgel fújó hurrikán szelekhez kapcsolódik.

A Venus Expressre telepített másik spektrométer, a SPICAV azt találta, hogy a Vénusz légkörében lévő felhők sűrű köd formájában 90 kilométer magasra, 105 kilométerre is felemelkedhetnek, de átlátszóbb köd formájában. Korábban más űrszondák csak a felszín feletti 65 kilométeres magasságig rögzítették a felhőket.

Ezenkívül a SPICAV spektrométer részeként a SOIR egységet használva a tudósok „nehéz” vizet fedeztek fel a Vénusz légkörében, amely a hidrogén nehéz izotópjának - deutérium - atomjait tartalmazza. A bolygó légkörében lévő közönséges víz elegendő ahhoz, hogy teljes felületét egy 3 centiméteres réteg borítsa.

Mellesleg, ismerve a „nehéz víz” arányát a közönséges vízhez viszonyítva, megbecsülheti a Vénusz vízháztartásának dinamikáját a múltban és a jelenben. Ezen adatok alapján azt feltételezték, hogy a múltban több száz méter mély óceán lehetett a bolygón.

A Venus Expressre telepített másik fontos tudományos műszer, az ASPERA plazmaanalizátor rögzítette a Vénusz légköréből való anyag nagy sebességű kiszökését, és más részecskék, különösen a nap eredetű hélium ionok pályáját is nyomon követte.

A „Venus Express” a mai napig működik, bár az eszköz közvetlenül a bolygón való küldetésének becsült időtartama 486 földi nap volt. De a küldetést meg lehetne hosszabbítani, ha az állomás erőforrásai engedik, még egy hasonló időszakra, ami láthatóan meg is történt.

Jelenleg Oroszország már egy alapvetően új űrhajót fejleszt - a „Venera-D” bolygóközi állomást, amelyet a Vénusz légkörének és felszínének részletes tanulmányozására terveztek. Az állomás várhatóan 30 napig, esetleg tovább is működhet majd a bolygó felszínén.

Az óceán túlsó partján - az USA-ban a NASA felkérésére a Global Aerospace Corporation is a közelmúltban kezdett kidolgozni a Vénusz ballonos feltárására irányuló projektet, az ún. "Irányított légi kutatórobot" vagy DARE.

Feltételezik, hogy a 10 m átmérőjű DARE ballon a bolygó felhőrétegében fog cirkálni 55 km-es magasságban. A DARE repülésének magasságát és irányát egy sztratoplán fogja irányítani, amely úgy néz ki, mint egy kis repülőgép.

A ballon alatti kábelen lesz egy gondola televíziós kamerákkal és több tucat kis szondával, amelyeket a felszínre ejtenek az érdeklődésre számot tartó területeken, hogy megfigyeljék és tanulmányozzák a bolygó felszínén található sokféle geológiai szerkezet kémiai összetételét. . Ezeket a területeket a terület részletes felmérése alapján választják ki.

A ballonos küldetés időtartama hat hónaptól egy évig terjed.

A Vénusz keringési mozgása és forgása

19. ábra Távolság a földi bolygóktól a Napig. Köszönetnyilvánítás: Lunar and Planetary Institute

A Nap körül a Vénusz bolygó közel körpályán mozog, az ekliptikus síkhoz képest 3°23"39". Ezért a bolygó és a Nap távolsága mindig megközelítőleg azonos marad, 108,21 millió km, de a Vénusz és a Föld közötti távolság tág határok között változik: 38-258 millió km.

A Merkúr és a Föld pályája között elhelyezkedő pályáján a Vénusz bolygó átlagosan 34,99 km/sec sebességgel mozog, és a sziderális periódus 224,7 földi napnak felel meg.

A Vénusz sokkal lassabban forog a tengelye körül, mint keringési pályán: a Föld 243-szor tud megfordulni, a Vénusz pedig csak 1-szer. A tengelye körüli forgásának periódusa 243,0183 földi nap.

Ráadásul ez a forgás nem nyugatról keletre megy végbe, mint az Uránusz kivételével az összes többi bolygó, hanem keletről nyugatra.

A Vénusz bolygó fordított forgása oda vezet, hogy rajta a nappal 58 földi napig tart, az éjszaka ugyanennyit, a vénuszi nap hossza pedig 116,8 földi nap, tehát a vénuszi év során mindössze 2 földi napot láthatunk. napkelte és 2 napnyugta, és a napkelte nyugaton, napnyugta pedig keleten lesz.

A Vénusz szilárd testének forgási sebességét csak radar tudja megbízhatóan meghatározni, mivel a folyamatos felhőtakaró elrejti a felszínét a megfigyelő elől. Az első radarvisszaverődés a Vénuszról 1957-ben érkezett, és először rádióimpulzusokat küldtek a Vénuszra, hogy megmérjék a távolságot, hogy tisztázzák a csillagászati ​​egységet.

A 80-as években az USA és a Szovjetunió elkezdte tanulmányozni a visszavert impulzus elmosódását a frekvenciában („a visszavert impulzus spektruma”) és az időbeli késleltetést. A frekvencia elmosódását a bolygó forgása magyarázza (Doppler-effektus), az időbeli késés oka a korong középpontjától és széleitől való eltérő távolság. Ezeket a vizsgálatokat főként UHF rádióhullámokon végezték.

Amellett, hogy a Vénusz forgása fordított, van még egy nagyon érdekes tulajdonsága. Ennek a forgásnak a szögsebessége (2,99 10 -7 rad/sec) éppen akkora, hogy az alsó konjunkció során a Vénusz mindig ugyanazzal az oldallal néz a Föld felé. A Vénusz forgása és a Föld keringési mozgása közötti ilyen összhang okai még nem tisztázottak...

És végül tegyük fel, hogy a Vénusz egyenlítői síkjának a pályája síkjához viszonyított dőlése nem haladja meg a 3°-ot, ezért a bolygó évszakos változásai jelentéktelenek, és egyáltalán nincsenek évszakok.

A Vénusz bolygó belső szerkezete

A Vénusz átlagos sűrűsége az egyik legnagyobb a Naprendszerben: 5,24 g/cm 3, ami mindössze 0,27 g-mal kevesebb, mint a Föld sűrűsége. A két bolygó tömege és térfogata is nagyon hasonló, azzal a különbséggel, hogy a Föld esetében ezek a paraméterek valamivel nagyobbak: tömege 1,2-szerese, térfogata 1,15-szerese.

20. ábra A Vénusz bolygó belső szerkezete. Köszönetnyilvánítás: NASA

Mindkét bolygó figyelembe vett paraméterei alapján megállapíthatjuk, hogy belső szerkezetük hasonló. És valóban: a Vénusz, akárcsak a Föld, 3 rétegből áll: kéregből, köpenyből és magból.

A legfelső réteg a Vénusz kéreg, körülbelül 16 km vastag. A kéreg alacsony sűrűségű bazaltokból áll - körülbelül 2,7 g / cm 3 -, és a láva a bolygó felszínére való kiömlése következtében alakult ki. Valószínűleg ezért van a Vénusz kéregének viszonylag kicsi geológiai kora - körülbelül 500 millió év. Egyes tudósok szerint a lávaáramok kiömlése a Vénusz felszínére bizonyos periodikusan megy végbe: először is a köpenyben lévő anyag a radioaktív elemek bomlása miatt felmelegszik: a konvektív áramlások vagy csóvák megrepednek a bolygó kérgén. , egyedi felületi vonásokat képezve - tesserae. Egy bizonyos hőmérséklet elérése után a lávafolyamok feljutnak a felszínre, és szinte az egész bolygót beborítják egy bazaltréteggel. A bazaltkitörések többször előfordultak, a vulkáni tevékenység nyugalmi időszakaiban a lehűlés hatására a lávasíkságok megnyúltak, majd vénuszi repedések, gerincek övei alakultak ki. Körülbelül 500 millió évvel ezelőtt úgy tűnt, hogy a Vénusz felső köpenyében lecsillapodtak a folyamatok, valószínűleg a belső hő kimerülése miatt.

A bolygókéreg alatt egy második réteg, a köpeny található, amely körülbelül 3300 km mélységig terjed a vasmag határáig. Úgy tűnik, a Vénusz köpenye két rétegből áll: egy tömör alsó köpenyből és egy részben megolvadt felső köpenyből.

A Vénusz magja, amelynek tömege a bolygó teljes tömegének körülbelül egynegyede, sűrűsége pedig 14 g/cm 3, szilárd vagy részben olvadt. Ezt a feltételezést a bolygó mágneses mezőjének tanulmányozása alapján tették, amely egyszerűen nem létezik. És mivel nincs mágneses tér, ez azt jelenti, hogy nincs olyan forrás, amely ezt a mágneses teret generálja, pl. a vasmagban nincs töltött részecskék mozgása (konvektív áramlás), ezért a magban nincs anyagmozgás. Igaz, lehet, hogy a bolygó lassú forgása miatt nem jön létre a mágneses tér...

A Vénusz bolygó felszíne

A Vénusz bolygó alakja közel áll a gömb alakúhoz. Pontosabban egy triaxiális ellipszoiddal ábrázolható, amelynek poláris kompressziója két nagyságrenddel kisebb, mint a Földé.

Az egyenlítői síkban a Vénusz ellipszoid féltengelyei 6052,02±0,1 km és 6050,99±0,14 km. A poláris féltengely 6051,54±0,1 km. Ezen méretek ismeretében kiszámíthatjuk a Vénusz felületét - 460 millió km 2.

21. ábra A Naprendszer bolygóinak összehasonlítása. Hitel: weboldal

A Vénusz szilárd testének méretére vonatkozó adatokat rádióinterferencia módszerekkel szerezték be, és rádiómagasság- és pályamérésekkel finomították, amikor a bolygó az űrhajók hatótávolságába került.

22. ábra Estla régió a Vénuszon. A távolban egy magas vulkán látható. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL

A Vénusz felszínének nagy részét síkságok foglalják el (a bolygó teljes területének 85% -át), amelyek között a sima, enyhén kanyargó, enyhén lejtős gerincek hálózata által kissé bonyolultabb bazaltsíkságok dominálnak. A sima területeknél sokkal kisebb területet foglalnak el karéjos vagy dombos síkságok (a Vénusz felszínének legfeljebb 10%-a). Jellemző rájuk a rádiós fényerőben változó, nyelvszerű kiemelkedések, pengék, amelyek kis viszkozitású bazaltok kiterjedt lávatakarójaként értelmezhetők, valamint számos, 5-10 km átmérőjű kúp és kupola, helyenként kráterekkel. a csúcsokon. A Vénuszon is vannak olyan síksági területek, amelyeket sűrűn borítanak repedések, vagy amelyeket gyakorlatilag nem zavarnak tektonikus deformációk.

23. ábra Ishtar-szigetvilág. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL/USGS

A síkságokon kívül a Vénusz felszínén három hatalmas, magasan fekvő területet fedeztek fel, amelyek a szerelem földi istennőinek nevét viselik.

Az egyik ilyen terület az Ishtar-szigetcsoport, egy hatalmas hegyvidéki régió az északi féltekén, amely méretében Ausztráliához hasonlítható. A szigetcsoport közepén terül el a vulkáni eredetű Lakshmi-fennsík, amely kétszer akkora, mint a földi Tibet. A fennsíkot nyugatról az Akny-hegység, északnyugatról a Freya-hegység 7 km-ig, délről pedig a gyűrött Danu-hegység, valamint a Vesta és az Ut párkányok határolják, teljes csökkenés mellett. legfeljebb 3 km vagy több. A fennsík keleti része a Vénusz legmagasabb hegyrendszerébe ütközik - a Maxwell-hegységbe, amelyet James Maxwell angol fizikusról neveztek el. A hegység középső része 7 km-re emelkedik, a főmeridián közelében található egyes hegycsúcsok (63° É és 2,5° K) pedig 10,81-11,6 km magasságba emelkednek, 15 km-rel magasabbra, mint a mély Vénusz-árok. az egyenlítő közelében.

Egy másik emelkedett terület az Aphrodité-szigetcsoport, amely a Vénusz egyenlítője mentén húzódik, és mérete még nagyobb: 41 millió km 2, bár a tengerszint feletti magasságok itt alacsonyabbak.

Ez a hatalmas terület, amely a Vénusz egyenlítői régiójában található, és 18 ezer km hosszan nyúlik el, 60°-tól 210°-ig terjedő hosszúságokat fed le. Az északi szélesség 10°-tól terjed ki. déli 45°-ig több mint 5 ezer km, és keleti vége - az Atly régió - az északi szélesség 30°-ig húzódik.

A Vénusz harmadik magaslati régiója a Lada földje, amely a bolygó déli féltekén fekszik, szemben az Ishtar-szigetvilággal. Ez egy meglehetősen sík terület, amelynek átlagos felszínmagassága megközelíti az 1 km-t, a maximumot (valamivel több mint 3 km) pedig a 780 km átmérőjű Quetzalpetlatl koronáján éri el.

24. ábra Tessera Ba "het. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL

A Vénusz felszínén a méretükből és magasságukból adódóan „földeknek” nevezett emelkedett területeken kívül más, kevésbé kiterjedt területek is kiemelkednek. Ilyenek például a tesserae (görögül - csempe), amelyek száztól több ezer kilométerig terjedő méretű dombok vagy hegyvidékek, amelyek felszínét lépcsőzetes gerincrendszerek és az őket elválasztó árkok különböző irányokban keresztezik. tektonikai vetők rajok által.

A gerinceken belüli gerincek vagy gerincek lehetnek lineárisak és kiterjedtek: akár több száz kilométerre is. És lehetnek élesek vagy éppen ellenkezőleg, lekerekítettek, néha lapos felső felülettel, amelyet függőleges párkányok határolnak, ami szárazföldi körülmények között a szalagos grabens és horst kombinációjához hasonlít. A gerincek gyakran a Hawaii-szigetek bazaltjainak fagyott zseléből vagy kötéllávából készült ráncos filmre emlékeztetnek. A gerincek akár 2 km, a párkányok pedig akár 1 km magasak is lehetnek.

A hegygerinceket elválasztó árkok messze túlnyúlnak a magaslatokon, több ezer kilométeren át húzódnak a hatalmas Vénusz-síkságokon. Topográfiájukban és morfológiájukban hasonlóak a Föld hasadékzónáihoz, és úgy tűnik, azonos természetűek.

Maguk a tesserák kialakulása a Vénusz felső rétegeinek ismétlődő tektonikus mozgásaihoz kapcsolódik, amelyeket a felszín különböző részeinek összenyomódása, nyújtása, hasadása, felemelése és süllyesztése kísér.

Meg kell mondani, ezek a bolygó felszínének legősibb geológiai képződményei, ezért is kaptak megfelelő elnevezéseket: az idővel és a sorshoz kötődő istennők tiszteletére. Így az Északi-sark közelében elterülő, 3000 km-en át húzódó nagy hegyvidéket a szerencse tesserájának nevezik tőle délre, a boldogság és a sors lett istennőjéről elnevezett Laima tesserája.

A szárazföldekkel vagy kontinensekkel együtt a tesserák a bolygó területének valamivel több mint 8,3%-át foglalják el, i.e. pontosan 10-szer kisebb terület, mint a síkság, és talán a síkság jelentős, ha nem az egész területének az alapja. A Vénusz területének fennmaradó 12%-át 10 domborzati típus foglalja el: koronák, tektonikus törések és kanyonok, vulkáni kupolák, „pókhálók”, titokzatos csatornák (barázdák, vonalak), gerincek, kráterek, paterák, kráterek sötét parabolákkal, dombok. Nézzük meg részletesebben az egyes domborműveket.

25. ábra A korona egyedülálló domborműrészlet a Vénuszon. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL

A koronák, amelyek egyenrangúak a Vénusz felszíni domborművének egyedi részleteivel, tesserákkal, ovális vagy kerek formájú, magas középső résszel rendelkező, nagy vulkáni mélyedések, amelyeket tengelyek, gerincek és mélyedések vesznek körül. A koronák középső részét egy hatalmas hegyközi fennsík foglalja el, ahonnan gyűrűkben hegyvonulatok nyúlnak ki, gyakran a fennsík középső része fölé emelkedve. A koronák gyűrűváza általában hiányos.

Az űrhajók kutatásának eredményei szerint több száz Ventsovot fedeztek fel a Vénusz bolygón. A koronák méretükben (100-1000 km) és az őket alkotó kőzetek korában különböznek egymástól.

A koronák nyilvánvalóan a Vénusz köpenyében lévő aktív konvektív áramlások eredményeként jöttek létre. Sok korona körül megszilárdult lávafolyamok figyelhetők meg, amelyek széles nyelvek formájában válnak oldalra, csipkézett külső éllel. Nyilvánvalóan a koronák szolgálhattak fő forrásként, amelyen keresztül az olvadt anyag a belsejéből a bolygó felszínére került, megszilárdulva hatalmas sík területeket képezve, amelyek a Vénusz területének 80% -át foglalják el. Az olvadt kőzetek bőséges forrásait a termékenység, a betakarítás és a virágok istennőiről nevezték el.

Egyes tudósok úgy vélik, hogy a koronákat megelőzi a vénuszi megkönnyebbülés egy másik speciális formája - a pókháló. Az arachnoidák, amelyek a pókokhoz való külső hasonlóságuk miatt kapták a nevüket, korona alakúak, de kisebbek. A fényes vonalak, amelyek sok kilométerre nyúlnak el középpontjuktól, megfelelhetnek a felszíni töréseknek, amelyek akkor keletkeztek, amikor a magma kitört a bolygó belsejéből. Összesen körülbelül 250 arachnoidát ismerünk.

A tektonikus törések vagy árkok kialakulása a tesserákon, koronákon és arachnoidokon kívül endogén (belső) folyamatokkal is összefügg. A tektonikus vetők gyakran kiterjedt (akár több ezer kilométeres) övekbe csoportosulnak, amelyek nagyon elterjedtek a Vénusz felszínén, és a domborzat más szerkezeti formáihoz kapcsolhatók, például kanyonokhoz, amelyek szerkezetükben a szárazföldi kontinentális hasadékokhoz hasonlítanak. Egyes esetekben egymást metsző repedések majdnem merőleges (téglalap alakú) mintázata figyelhető meg.

27. ábra Maat hegy. Kredit: JPL

A Vénusz felszínén is nagyon elterjedtek a vulkánok: több ezer van belőlük. Sőt, némelyikük óriási méretű: akár 6 km magas és 500 km széles. De a legtöbb vulkán sokkal kisebb: mindössze 2-3 km átmérőjű és 100 m magas. A vénuszi vulkánok túlnyomó többsége kialudt, de néhányuk még ma is kitörhet. Az aktív vulkán legkézenfekvőbb jelöltje a Maat-hegy.

A Vénusz felszínén számos helyen titokzatos barázdákat és vonalakat fedeztek fel, amelyek hossza száztól több ezer kilométerig terjedhet, szélessége pedig 2-15 km. Külsőleg hasonlóak a folyóvölgyekhez, és ugyanazokkal a jellemzőkkel rendelkeznek: meander alakú kanyarulatok, az egyes „csatornák” divergenciája és konvergenciája, és ritka esetekben valami hasonló a deltához.

A Vénusz bolygó leghosszabb csatornája a Baltis-völgy, körülbelül 7000 km hosszú, nagyon egyenletes (2-3 km) szélességgel.

A Venera 15 és Venera 16 műholdak felvételein egyébként a Baltis völgyének északi részét fedezték fel, de a képek felbontása akkor még nem volt elég nagy ahhoz, hogy ennek a képződménynek a részleteit ki lehessen látni, ezért feltérképezték. ismeretlen eredetű kiterjesztett repedésként.

28. ábra Csatornák a Vénuszon a Lada földjén. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL

A Vénusz völgyeinek vagy csatornáinak eredete továbbra is rejtély marad, elsősorban azért, mert a tudósok nem ismernek olyan folyadékot, amely ilyen távolságból képes lenne átvágni a felszínt. A tudósok számításai azt mutatták, hogy a bazaltlávák, amelyek kitörésének nyomai a bolygó teljes felületén elterjedtek, nem rendelkeznek elegendő hőtartalékkal ahhoz, hogy folyamatosan áramolhassák a bazaltsíkság anyagát, és több ezer kilométeres csatornákat vágjanak bennük. . Hiszen hasonló csatornák ismertek például a Holdon, bár hosszuk csak több tíz kilométer.

Ezért valószínű, hogy a folyadék, amely a Vénusz bazaltsíkságain több száz és ezer kilométeren keresztül átvágott, túlhevített komatiit lávák vagy még egzotikusabb folyadékok, például olvadt karbonátok vagy olvadt kén lehetett. A Vénusz völgyeinek eredete a végéig ismeretlen...

A völgyek mellett, amelyek a dombormű negatív formái, a Vénusz-síkságon gyakoriak a pozitív domborzati formák is - gerincek, amelyek a tesserák sajátos domborművének egyik összetevőjeként is ismertek. A gerincek gyakran meghosszabbított (akár 2000 km-es vagy több) néhány száz kilométer széles övekké alakulnak. Az egyes gerincek szélessége sokkal kisebb: ritkán 10 km-ig, a síkságon pedig 1 km-re csökken. A gerincek magassága 1,0-1,5-2 km, az őket határoló párkányok pedig 1 km-ig terjednek. A síkság sötétebb rádióképe hátterében világos kanyargós gerincek képviselik a Vénusz felszínének legjellemzőbb mintázatát, és területének ~70%-át foglalják el.

A Vénusz felszínének ilyen jellemzői, mint a dombok, nagyon hasonlítanak a gerincekhez, azzal a különbséggel, hogy méretük kisebb.

A Vénusz felszíni domborművének valamennyi fent leírt formája (vagy típusa) a bolygó belső energiájának köszönhető. A Vénuszon mindössze háromféle dombormű található, amelyek eredetét külső okok okozzák: kráterek, paterák és sötét parabolákkal rendelkező kráterek.

Ellentétben a Naprendszer sok más testével: szárazföldi bolygókkal, aszteroidákkal, viszonylag kevés meteorit becsapódási krátert fedeztek fel a Vénuszon, amihez 300-500 millió éve megszűnt aktív tektonikus tevékenység kapcsolódik. A vulkáni tevékenység nagyon gyorsan ment végbe, mert különben az idősebb és fiatalabb területeken a kráterek száma jelentősen eltért volna, és területi eloszlásuk sem véletlenszerű lett volna.

Összesen eddig 967 krátert fedeztek fel a Vénusz felszínén, átmérőjük 2-275 km (a Mead-kráternél). A krátereket hagyományosan nagy (30 km-nél hosszabb) és kicsi (30 km-nél kisebb) részekre osztják, amelyek az összes kráter teljes számának 80%-át teszik ki.

A becsapódási kráterek sűrűsége a Vénusz felszínén nagyon alacsony: körülbelül 200-szor kisebb, mint a Holdon, és 100-szor kisebb, mint a Marson, ami mindössze 2 kráternek felel meg 1 millió km 2 Vénusz felszínén.

A bolygó felszínéről a Magellan űrszonda által készített felvételeket nézve a tudósok a Vénusz körülményei között becsapódási kráterek kialakulásának néhány aspektusát láthatták. A kráterek körül fénysugarakat és gyűrűket fedeztek fel – a robbanás során kilökődött kő. Sok kráterben a kibocsátások egy része folyékony anyag, amely kiterjedt, több tíz kilométer hosszúságú patakokat képez, amelyek általában a krátertől egy irányba irányulnak. A tudósok eddig még nem jöttek rá, hogy milyen folyadékról van szó: túlhevített ütési olvadékról vagy a felszínhez közeli atmoszférában szuszpendált, finoman lágy szilárd anyag és olvadékcseppek szuszpenziójáról.

Számos vénuszi krátert áraszt el a szomszédos síkságról származó láva, de túlnyomó többségük nagyon határozott megjelenésű, ami a Vénusz felszínén az anyageróziós folyamatok gyenge intenzitását jelzi.

A Vénusz legtöbb kráterének feneke sötét, ami sima felületet jelez.

Egy másik gyakori tereptípus a sötét parabolákkal ellátott kráterek, és a fő területet sötét (rádióképen) parabolák foglalják el, amelyek összterülete a Vénusz teljes felszínének csaknem 6% -a. A parabolák színe annak köszönhető, hogy a becsapódási kráterek kibocsátása miatt keletkező, legfeljebb 1-2 m vastag, finom-klasztos anyagból készült borításból állnak. Az is lehetséges, hogy ezt az anyagot eolikus folyamatok dolgozták fel, amelyek a Vénusz számos régiójában érvényesültek, és sok kilométernyi csíkszerű eolikus domborművet hagytak hátra.

A paterák hasonlóak a kráterekhez és a sötét parabolákkal rendelkező kráterekhez - szabálytalan alakú kráterekhez vagy összetett kráterekhez, kacskaringós szélekkel.

Az összes fenti adatot akkor gyűjtöttük össze, amikor a Vénusz bolygó az űrhajók hatókörében volt (szovjet, Venus sorozat, valamint amerikai, Mariner és Pioneer-Venus sorozat).

Így 1975 októberében a Venera-9 és Venera-10 leszálló járművek lágy landolást hajtottak végre a bolygó felszínén, és a leszállóhelyről készült képeket továbbították a Földre. Ezek voltak a világ első fényképei, amelyeket egy másik bolygó felszínéről továbbítottak. A képet látható sugarakban egy telefotométer segítségével kaptuk - egy olyan rendszerrel, amelynek működési elve a mechanikus televízióra emlékeztet.

A Venera-8, Venera-9 és Venera-10 szondák a felszín fotózása mellett a felszíni kőzetek sűrűségét és a bennük lévő természetes radioaktív elemek tartalmát mérték.

A Venera-9 és Venera-10 leszállóhelyein a felszíni kőzetek sűrűsége megközelítette a 2,8 g/cm 3 -t, és a radioaktív elemek szintje alapján megállapítható, hogy ezek a kőzetek összetételükben közel állnak a bazaltokhoz - a a földkéreg legelterjedtebb magmás kőzetei...

1978-ban indult útjára az amerikai Pioneer-Venus apparátus, melynek eredménye egy radarfelvételek alapján készült topográfiai térkép.

Végül 1983-ban a Venera 15 és Venera 16 űrszonda a Vénusz körüli pályára állt. Radar segítségével elkészítették a bolygó északi féltekéjének 1:5 000 000 méretarányú térképét a 30°-os párhuzamosságig, és először fedezték fel a Vénusz felszínének olyan egyedi jellemzőit, mint a tesserák és a koronák.

A Magellán hajó 1990-ben még részletesebb térképeket készített a teljes felszínről, akár 120 m-es részletekkel. Számítógépek segítségével a radarinformációkat fényképszerű képekké alakították, amelyeken vulkánok, hegyek és egyéb tájjellemzők láthatók.

30. ábra A Vénusz topográfiai térképe, a Magellán bolygóközi állomás képei alapján összeállított. Köszönetnyilvánítás: NASA

A Nemzetközi Csillagászati ​​Unió döntése értelmében a Vénusz térképén csak női nevek szerepelnek, hiszen maga a Vénusz, az egyetlen bolygó női nevet visel. Ez alól csak 3 kivétel van: Maxwell-hegység, Alfa és Béta régiók.

A domborművének részleteit, amelyeket a világ különböző népeinek mitológiáiból vettek át, a megállapított eljárásnak megfelelően osztanak ki. Mint ez:

A dombokat istennőkről, Titanidákról és óriásnőkről nevezték el. Például Ulfrun vidéke, amelyet a skandináv mítoszok kilenc óriásnőjének egyikéről neveztek el.

Az alföld a mítoszok hősnője. A Vénusz északi szélességein található Atalanta legmélyebb alföldje az ókori görög mitológia egyik hősnőjéről kapta a nevét.

A barázdákat és a vonalakat mitológiai harcos női szereplőkről nevezték el.

Koronák a termékenység és a mezőgazdaság istennői tiszteletére. Bár a leghíresebb közülük Pavlova mintegy 350 km átmérőjű koronája, amelyet az orosz balerináról neveztek el.

A hegygerinceket az égbolt istennőiről, az égbolthoz és a fénnyel kapcsolatos női mitológiai szereplőkről nevezték el. Így hát az egyik síkság mentén húzódtak a Boszorkány gerincei. A Beregini-síkságot pedig északnyugatról délkeletre szeli át a Héra-hátság.

A földeket és fennsíkokat a szerelem és a szépség istennőiről nevezték el. Így a Vénusz egyik kontinensét (földjét) Ishtar földjének nevezik, és egy magashegyi régió, hatalmas vulkáni eredetű Lakshmi fennsíkkal.

A Vénusz kanyonjait az erdővel, a vadászattal vagy a Holddal kapcsolatos mitológiai alakokról nevezték el (hasonlóan a római Artemiszhez).

A bolygó északi féltekén található hegyvidéki terepet a hosszú Baba Yaga kanyon szeli át. A Béta és Phoebe régión belül kiemelkedik a Devana-kanyon. A Themis régiótól Aphrodité földjéig pedig a legnagyobb vénuszi kőbánya, Parnge, több mint 10 ezer km hosszan húzódik.

A nagy krátereket híres nők nevéről nevezték el. A kis krátereknek csak hétköznapi női neveik vannak. Így a magashegyi Lakshmi fennsíkon kis Berta, Ljudmila és Tamara kráterek találhatók, amelyek a Freya-hegységtől délre és a nagy Osipenko-krátertől keletre helyezkednek el. Nefertiti koronája mellett található a Potanin-kráter, amelyet Közép-Ázsia orosz felfedezőjéről neveztek el, mellette pedig a Voynich-kráter (az angol író, a „The Gadfly” című regény szerzője). A bolygó legnagyobb kráterét pedig Margaret Mead amerikai etnográfusról és antropológusról nevezték el.

A paterákat ugyanazon elv szerint nevezik el, mint a nagy krátereket, azaz. híres nők nevével. Példa: Salfo atya.

A síkság különféle mítoszok hősnőiről kapta a nevét. Például a Snow Maiden és a Baba Yaga síksága. A Louhi-síkság az Északi-sark körül húzódik – a karéliai és a finn mítoszok Észak szeretője.

A Tesserákat a sors, a boldogság és a szerencse istennői tiszteletére nevezték el. Például a Vénusz tesserái közül a legnagyobbat Tellurium tessera-nak hívják.

A párkányok a kandalló istennőinek tiszteletére készültek: Vesta, Ut stb.

Azt kell mondani, hogy a bolygó a megnevezett részek számában vezet az összes bolygótest között. A Vénusznak eredetük szerint a legkülönfélébb nevek vannak. Íme, a világ minden kontinenséről származó 192 különböző nemzetiség és etnikai csoport mítoszaiból származó nevek. Ráadásul a nevek szétszóródtak a bolygón, anélkül, hogy „nemzeti régiók” alakulnának ki.

A Vénusz felszínének leírása végén pedig bemutatjuk a bolygó modern térképének rövid felépítését.

A 60-as évek közepén a Vénusz térképén a (a földi Greenwich-nek megfelelő) elsődleges meridiánt egy 2000 km átmérőjű fényes (radarfelvételeken) lekerekített terület középpontján áthaladó meridiánnak tekintették, amely a Vénuszban található. a bolygó déli féltekéje, és a görög ábécé kezdőbetűje után Alfa régiónak nevezik. Később, ahogy ezeknek a képeknek a felbontása nőtt, az elsődleges meridián helyzete körülbelül 400 km-rel eltolódott, így az Évának nevezett, 330 km átmérőjű nagy gyűrűszerkezet közepén egy kis fényes folton haladt át. A Vénusz első kiterjedt térképeinek 1984-es elkészítése után felfedezték, hogy egy 28 km átmérőjű kis kráter található pontosan a fő meridiánon, a bolygó északi féltekén. A krátert Ariadnénak nevezték el, a görög mítosz hősnője után, és sokkal kényelmesebb volt referenciapontként.

Az elsődleges meridián a 180°-os meridiánnal együtt a Vénusz felszínét két féltekére osztja: keletire és nyugatira.

A Vénusz légköre. Fizikai feltételek a Vénusz bolygón

A Vénusz élettelen felszíne felett egyedülálló, a Naprendszer legsűrűbb légköre terül el, amelyet 1761-ben fedezett fel M.V. Lomonoszov, aki megfigyelte a bolygó áthaladását a Nap korongján.

31. ábra Felhőkkel borított Vénusz. Köszönetnyilvánítás: NASA

A Vénusz légköre olyan sűrű, hogy a bolygó felszínén semmilyen részletet lehetetlen látni rajta. Ezért sok kutató sokáig úgy gondolta, hogy a Vénuszon a karbon-korszakban a Föld körüli állapotokhoz közel álltak a körülmények, ezért hasonló fauna élt ott is. A bolygóközi állomások leszálló járműveivel végzett vizsgálatok azonban kimutatták, hogy a Vénusz és a Föld klímája két nagy különbség, és nincs köztük semmi közös. Tehát, ha a Földön az alsó levegőréteg hőmérséklete ritkán haladja meg a +57 °C-ot, akkor a Vénuszon a levegő felszíni rétegének hőmérséklete eléri a 480 °C-ot, és ennek napi ingadozása jelentéktelen.

Jelentős különbségek figyelhetők meg a két bolygó légkörének összetételében is. Ha a Föld légkörében a nitrogén az uralkodó gáz, elegendő oxigéntartalommal, jelentéktelen szén-dioxid- és egyéb gáztartalommal, akkor a Vénusz atmoszférájában a helyzet éppen fordított. A légkör túlnyomó hányada szén-dioxid (~97%) és nitrogén (kb. 3%), kis mennyiségű vízgőz (0,05%), oxigén (ezred százalék), argon, neon, hélium és kripton hozzáadásával. Nagyon kis mennyiségben SO, SO 2, H 2 S, CO, HCl, HF, CH 4, NH 3 szennyeződések is vannak.

A két bolygó légkörének nyomása és sűrűsége is nagyon eltérő. Például a Vénusz légköri nyomása körülbelül 93 atmoszféra (93-szor nagyobb, mint a Földön), és a Vénusz légkörének sűrűsége csaknem két nagyságrenddel nagyobb, mint a Föld légkörének sűrűsége, és csak 10-szer kisebb a sűrűségénél. vízből. Az ilyen nagy sűrűség csak befolyásolja a légkör teljes tömegét, amely körülbelül 93-szorosa a Föld légkörének tömegének.

Ahogy most sok csillagász hiszi; A magas felületi hőmérséklet, a magas légköri nyomás és a magas relatív szén-dioxid-tartalom nyilvánvalóan összefüggenek egymással. A magas hőmérséklet elősegíti a karbonátos kőzetek szilikát kőzetekké történő átalakulását CO 2 felszabadulásával. A Földön a CO 2 a Vénuszon hiányzó bioszféra működése következtében megköti és átmegy üledékes kőzetekbe. Másrészt a magas CO 2 tartalom hozzájárul a Vénusz felszínének és a légkör alsó rétegeinek felmelegedéséhez, amit Carl Sagan amerikai tudós állapított meg.

Valójában a Vénusz bolygó gázhéja egy óriási üvegház. Képes naphőt továbbítani, de nem engedi ki, egyúttal magába szívja a bolygó sugárzását. Az abszorberek szén-dioxid és vízgőz. Az üvegházhatás más bolygók légkörében is fellép. De ha a Mars légkörében 9°-kal, a Föld légkörében 35°-kal megemeli az átlagos hőmérsékletet a felszínen, akkor a Vénusz légkörében ez a hatás eléri a 400 fokot!

Egyes tudósok úgy vélik, hogy 4 milliárd évvel ezelőtt a Vénusz légköre inkább a Föld légköréhez hasonlított, folyékony vízzel a felszínen, és ennek a víznek a párolgása okozta az üvegházhatást, amely ma is megfigyelhető. .

A Vénusz légköre több, sűrűségben, hőmérsékletben és nyomásban eltérő rétegből áll: a troposzférából, mezoszférából, termoszférából és exoszférából.

A troposzféra a Vénusz légkör legalacsonyabb és legsűrűbb rétege. A Vénusz teljes légkörének tömegének 99%-át tartalmazza, ennek 90%-a 28 km-es magasságig.

A troposzférában a hőmérséklet és a nyomás a magassággal csökken, elérve a +20°+37°C értéket és 50-54 km-es magasságban mindössze 1 atmoszféra nyomást. Ilyen körülmények között a víz folyékony formában (apró cseppek formájában) létezhet, ami a Föld felszínéhez hasonló optimális hőmérséklettel és nyomással együtt kedvező feltételeket teremt az élethez.

A troposzféra felső határa 65 km-es magasságban fekszik. a bolygó felszíne felett, az alatta lévő rétegtől - a mezoszférától - a tropopauza választja el. A hurrikán szelek itt 150 m/s és annál nagyobb sebességgel uralkodnak, szemben a felszínen 1 m/s-os sebességgel.

A Vénusz légkörében a szeleket konvekció hozza létre: az Egyenlítő feletti forró levegő felemelkedik és a sarkok felé terjed. Ezt a globális forgást Hadley-forgásnak nevezik.

32. ábra Poláris örvény a Vénusz déli pólusa közelében. Jóváírás: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA/Univ. Oxfordból

A 60°-hoz közeli szélességi köröknél Hadley forgása leáll: a forró levegő leszáll, és elkezd visszafelé haladni az Egyenlítő felé, amit ezeken a helyeken a magas szén-monoxid-koncentráció is elősegít. A légkör forgása azonban a 60. szélességi körtől északra sem áll meg: itt az ún. "sarki nyakörvek". Alacsony hőmérséklet és magas felhőzet (72 km-ig) jellemzi őket.

Létezésük a levegő éles emelkedésének következménye, aminek következtében adiabatikus lehűlés figyelhető meg.

A bolygó pólusai körül, amelyeket „sarki nyakörvek” kereteznek, óriási méretű sarki örvények találhatók, amelyek négyszer nagyobbak, mint a földi társaik. Minden örvénynek két szeme van - forgásközpontja, amelyeket poláris dipólusoknak neveznek. Az örvények körülbelül 3 napos periódussal forognak a légkör általános forgásának irányában, a szélsebesség a külső szélük közelében 35-50 m/s, a pólusokon nulláig terjed.

A sarki örvények, amint azt a csillagászok ma hiszik, anticiklonok, amelyek középpontjában lefelé áramlik a levegő, és élesen emelkednek a sarki gallérok közelében. A Földön a Vénusz sarki örvényeihez hasonló szerkezetek téli poláris anticiklonok, különösen az Antarktisz felett kialakuló.

A Vénusz mezoszférája 65-120 km magasságban húzódik, és 2 rétegre osztható: az első 62-73 km magasságban fekszik, állandó hőmérsékletű és a felhők felső határa; a második 73-95 km közötti magasságban van, a hőmérséklet itt a magassággal csökken, a felső határon eléri a minimum -108°C-ot. A Vénusz felszíne felett 95 km-rel kezdődik a mezopauza - a mezoszféra és a fedő termoszféra közötti határ. A mezopauzán belül a hőmérséklet a magassággal emelkedik, a Vénusz nappali oldalán eléri a +27° +127°C-ot. A Vénusz éjszakai oldalán, a mezopauzán belül jelentős lehűlés következik be, és a hőmérséklet -173°C-ra csökken. Ezt a Vénusz leghidegebb vidékét néha krioszférának is nevezik.

120 km feletti magasságban fekszik a termoszféra, amely 220-350 km magasságig nyúlik el, az exoszférával való határig - az a régió, ahol a könnyű gázok elhagyják a légkört, és főleg csak hidrogén van jelen. Az exoszféra és vele együtt a légkör ~5500 km magasságban ér véget, ahol a hőmérséklet eléri a 600-800 K-t.

A Vénusz mezo- és termoszféráján, valamint az alsó troposzférában a légtömeg forog. Igaz, a légtömeg mozgása nem az Egyenlítőtől a sarkok felé haladva, hanem a Vénusz nappali oldaláról az éjszakai oldalra irányul. A bolygó nappali oldalán erőteljesen emelkedik a meleg levegő, amely 90-150 km magasságban terjed, és a bolygó éjszakai oldalára mozog, ahol a felmelegített levegő élesen leesik, ami a levegő adiabatikus felmelegedését eredményezi. A hőmérséklet ebben a rétegben mindössze -43°C, ami 130°C-kal magasabb, mint általában a mezoszféra éjszakai oldalán.

A Vénusz légkör jellemzőire és összetételére vonatkozó adatokat a 4-es, 5-ös és 6-os sorozatszámú "Vénusz" műholdsorozat szerezte be. A "Vénusz 9 és 10" a légkör mélyrétegeinek vízgőztartalmát tisztázta, kiderítette hogy a maximális vízgőz 50 km magasságban található, ahol százszor nagyobb, mint egy szilárd felületé, és a gőz aránya megközelíti az egy százalékot.

A „Venera-4, 7, 8, 9, 10” bolygóközi állomások a légkör összetételének tanulmányozása mellett nyomást, hőmérsékletet és sűrűséget mértek a Vénusz légkörének alsó rétegeiben. Ennek eredményeként azt találták, hogy a Vénusz felszínén a hőmérséklet körülbelül 750°K (480°C), a nyomás pedig közel 100 atm.

A Venera 9 és Venera 10 leszállóegységek is információkat szereztek a felhőréteg szerkezetéről. Így 70 és 105 km közötti magasságban vékony sztratoszférikus köd van. Lent 50-65 km (ritkán 90 km) magasságban található a legsűrűbb felhőréteg, amely optikai tulajdonságaiban közelebb áll a vékony ködhöz, mint a szó földi értelmében vett felhőhöz. A látótávolság itt eléri a több kilométert.

A fő felhőréteg alatt - 50 és 35 km közötti magasságban - a sűrűség többszörösen csökken, és a légkör gyengíti a napsugárzást, elsősorban a Rayleigh-szórás miatt a CO 2 -ben.

A szubfelhő-köd csak éjszaka jelenik meg, éjfélig 37 km-re, hajnalra pedig 30 km-re terjed. Délre ez a köd kitisztul.

33. ábra Villámlás a Vénusz légkörében. Hitelképesség: ESA

A Vénusz felhőinek színe narancssárga, a bolygó légkörének jelentős CO 2 -tartalma miatt, amelynek nagy molekulái pontosan ezt a részét szórják szét a napfénynek, és maguk a felhők összetétele, amelyek 75-ből állnak. -80 százalékos kénsav (esetleg fluorkénsav is), sósav és hidrogén-fluorid szennyeződésekkel. A Vénusz felhőinek összetételét Louise és Andrew Young amerikai kutatók, valamint Godfrey Sill fedezték fel 1972-ben egymástól függetlenül.

A vizsgálatok kimutatták, hogy a vénuszi felhőkben lévő sav kémiai úton kén-dioxidból (SO 2) keletkezik, melynek forrásai lehetnek kéntartalmú felszíni kőzetek (piritek) és vulkánkitörések. A vulkánok más módon is megnyilvánulnak: kitöréseik erős elektromos kisüléseket generálnak - igazi zivatarokat a Vénusz légkörében, amelyeket a Vénusz sorozatú állomások műszerei többször rögzítettek. Ráadásul a Vénusz bolygón a zivatarok nagyon erősek: a villámok 2 nagyságrenddel gyakrabban csapnak be, mint a Föld légkörébe. Ezt a jelenséget "Vénusz elektromos sárkányának" nevezik.

A felhők nagyon fényesek, a fény 76%-át verik vissza (ez összemérhető a légkörben lévő gomolyfelhők és a Föld felszínén lévő sarki jégsapkák visszaverő képességével). Más szóval, a napsugárzás több mint háromnegyedét a felhők verik vissza, és csak kevesebb, mint egynegyede halad át.

Felhő hőmérséklet - +10° és -40°С között.

A felhőréteg gyorsan mozog keletről nyugatra, és 4 földi nap alatt tesz meg egy fordulatot a bolygó körül (a Mariner 10 megfigyelései szerint).

A Vénusz mágneses tere. A Vénusz bolygó magnetoszférája

A Vénusz mágneses tere jelentéktelen – mágneses dipólusmomentuma legalább öt nagyságrenddel kisebb, mint a Földé. Az ilyen gyenge mágneses tér okai a következők: a bolygó lassú forgása a tengelye körül, a bolygómag alacsony viszkozitása, és talán más okai is vannak. Ennek ellenére a bolygóközi mágneses tér és a Vénusz ionoszférájának kölcsönhatása következtében az utóbbiban kis erősségű (15-20 nT) kaotikusan elhelyezkedő és instabil mágneses mezők jönnek létre. Ez a Vénusz úgynevezett indukált magnetoszférája, amelynek van egy lökéshulláma, egy magnetoszférája, egy magnetopauza és egy magnetofarok.

Az orr lökéshullám 1900 km-es magasságban fekszik a Vénusz bolygó felszíne felett. Ezt a távolságot 2007-ben mérték a szoláris minimum idején. A maximális naptevékenység során a lökéshullám magassága megnő.

A magnetopauza 300 km-es magasságban található, ami valamivel magasabb, mint az ionopauza. Közöttük van egy mágneses gát - a mágneses mező éles növekedése (legfeljebb 40 Tesla), amely megakadályozza a napplazma behatolását a Vénusz légkörének mélységébe, legalábbis a minimális naptevékenység alatt. A légkör felső rétegeiben jelentős O+-, H+- és OH+-ionveszteség társul a napszél tevékenységéhez. A magnetopauza mértéke a bolygó tíz sugaráig terjed. Maga a Vénusz mágneses tere, vagy inkább a farka, több tíz vénuszi átmérőig terjed.

A bolygó ionoszférája, amely a Vénusz mágneses mezejének jelenlétéhez kapcsolódik, jelentős árapály hatások hatására keletkezik a Naphoz való relatív közelsége miatt, aminek következtében a Vénusz felszíne felett elektromos mező képződik, amelynek ereje kétszerese lehet a Föld felszíne felett megfigyelt „tisztességes időjárási mező” erejének . A Vénusz ionoszférája 120-300 km magasságban található, és három rétegből áll: 120-130 km között, 140-160 km között és 200-250 km között. 180 km-hez közeli magasságban további réteg is előfordulhat. Az egységnyi térfogatra jutó elektronok maximális számát - 3×10 11 m -3 a 2. rétegben találtuk a nap alatti pont közelében.

A Naprendszer nyolc bolygója közül a Vénusz talán az egyetlen űrobjektum, amely nagyon hasonlít bolygónkhoz. A bolygó űr- és csillagászati ​​vizsgálatai eredményeként kiderült, hogy méretei majdnem megegyeznek a Földével. Mindkét bolygó tömegében és sűrűségében hasonló. Első pillantásra úgy tűnik, hogy a Vénusz a legalkalmasabb bolygó az életre, készen áll arra, hogy vendégszeretően fogadja a földlakókat a későbbi felfedezés és gyarmatosítás folyamatában. Ezenkívül ez a legfényesebb objektum a föld égboltján, amelyért a „reggeli csillag” becenevet kapta. Az ember naivan azt hitte, hogy a szép megjelenés egy ugyanolyan rózsás és vonzó valóságnak felel meg. Talán sok milliárd évvel ezelőtt is ez volt a helyzet.

Ma a „reggeli csillag” feketelistán szerepel, és az emberiség számára az egyik legellenségesebb földönkívüli világként ismerik el. A tudósok, miután tanulmányozták a bolygóról a „Mariner” és a „Venus” amerikai és szovjet automata állomások repülései eredményeként kapott információkat, véget vetettek azoknak a hipotéziseknek és elméleteknek, amelyekben a Vénusz földönkívüli űrt kapott. paradicsom.

A Naprendszer második bolygójának felfedezése

A Vénusz gyakori megjelenése az égen és fényessége az egyik oka a kozmikus objektum iránti fokozott érdeklődésnek. Már az ókorban is figyeltek a csillagászok és a csillagászok egy fényes csillagra, amely hajnalban fehér fénnyel ég. Egy földi szemlélő számára mindig is rendkívül érdekes volt többet megtudni erről a különös űrobjektumról. Ezt követően kiderült, hogy egyszerűen nincs még egy olyan bolygó a Naprendszerben, amely olyan fényesen ragyogna, mint a Vénusz. Ráadásul gyorsan világossá vált, hogy ez a Földhöz legközelebb eső bolygó, szó szerint a szomszédunk a hatalmas és végtelen űrben.

Az ókori csillagászok, akiket a bolygó gyönyörű sugárzása befolyásolt, szomszédunknak hangzatos és gyönyörű nevet adtak - Vénusz, a szerelem ókori görög istennője tiszteletére. Sikeres és gyönyörű megjelenésének köszönhetően a bolygó szilárdan beépült az emberiség kultúrájába, és az irodalom kedvenc tárgyává vált.

Az első információk a bolygóról Kr.e. 1500-1600-ból származnak. A mai tudósok az ókori babiloni szövegekben egy fényes objektum leírását találták az égen. Az ókori egyiptomiak, görögök és maja indiánok jól ismerték a „hajnalcsillagot”. A Vénusz mint bolygó felfedezésére csak a 17. században került sor. Először Galileo Galilei fedezte fel, hogy a Vénusz a Nap körül mozog, és a Holdhoz hasonló fázisai vannak. Galilei összeállította az első tudományos leírást egy megfigyelt objektumról és mozgásáról az égen. 1639-ben Jeremy Horrocks angol csillagásznak sikerült felfedeznie a bolygót a távcsövén keresztül, miközben az áthaladt a napkorongon. Mihail Lomonoszov orosz tudós megfigyelései során sikerült felfedeznie ennek az égitestnek a légkörét, ami okot adott arra, hogy a Vénuszt olyan bolygónak tekintsük, amelynek minden esélye megvan a lakottságra.

A csillagászati ​​megfigyelések eredményeként kapott adatok nagyon értékesek voltak, és elhitették a tudósokkal, hogy ebben a bolygóban és Földünkben sok a közös. Felcsillant a remény, hogy a Vénuszon a fizikai feltételek nagyon hasonlóak a szárazföldi élőhely paramétereihez. A tudományos közösségben és a tudományos-fantasztikus írók körében sokáig az volt a vélemény, hogy a Naprendszer második bolygója egy földönkívüli civilizáció bölcsője. Csak a huszadik század második felében kaptak az emberek pontos asztrofizikai adatokat a Vénuszról, amelyek megdöntötték azt a mítoszt, hogy a bolygó alkalmas-e az élet minden formájára.

A Vénusz asztrofizikai jellemzői

A Vénusz a harmadik legfényesebb objektum csillagos égboltonunk, a Nap és a Hold után a második. A bolygó heliocentrikus, szinte szabályos körpályán helyezkedik el, 108,2 millió km hosszúságú. csillagunktól. A Vénuszhoz legközelebb eső bolygók a Naprendszerben a Merkúr és a Föld. A Vénusz és a Föld közötti távolság 38 és 261 millió kilométer között változik.

A bolygó 243 földi nap alatt forog saját tengelye körül. Abból a tényből azonban, hogy a Vénusz a Földdel ellenkező irányba, Keletről Nyugatra fordul, a Vénusz-nap értéke pontosan a felére csökken. Egy vénuszi nap 116,8 földi napnak felel meg.

A Nap körüli pályán 35 km/s sebességgel keringve a bolygó 224 földi nap alatt teljes körforgást teljesít. Jellemző jelenség, hogy a Vénusz pályája és a Nap körüli forgása furcsa eltérésben van. A saját tengelye körüli rendkívül lassú forgása és a bolygó Nap körüli forgási periódusa miatt a Vénusz a legtöbb esetben majdnem azonos oldallal néz a Föld felé. Ez főleg akkor történik, amikor a legközelebb van a Földhöz.

Ha egy űrhajó fedélzetén repül a Vénuszra, az utazás 305 hónapot vesz igénybe. A Mariner 2 űrszonda első repülése mindössze 153 napig tartott. A Földtől való minimális távolság 90-100 nap.

A Vénusz bolygó összetétele: szerkezet és szerkezet

A Vénusz a sziklás bolygók csoportjába tartozik, amelyek felszíne szilárd és sziklás alappal rendelkezik. A Jupiter, Szaturnusz, Uránusz és Neptunusz gázóriásokkal ellentétben a második bolygó sűrűsége nagy. A bolygó átlagos sűrűsége 5,204 g/cm3. Az alapvető fizikai paramétereket tekintve a Vénusz nagyon hasonlít a Földhöz. Ezt jelzi a bolygó sűrűsége, tömege és mérete.

A Vénusz fő paraméterei a következők:

• a Vénusz bolygó átlagos sugara 6052 km;
• a bolygó átmérője az egyenlítői síkban 12100+- 10 km, a Föld átmérőjének 95%-a;
• a Vénusz egyenlítőjének hossza 38025 km, és egyben a földi egyenlítő hosszának 97%-a;
• a „hajnalcsillag” felülete 460 millió négyzetkilométer, a Föld felszínének 90% -a;
• a Vénusz bolygó csillagászati ​​tömege 4,87 billió billió kg;
• A bolygó térfogata 928 milliárd km3.

Amint a listából kiderül, a Vénusz az alapvető fizikai paramétereket tekintve Földünk ikerbolygója. Ez azonban csak egy forma. Tartalmát tekintve a Vénusz messze van attól, aminek elképzelni szoktuk. A bolygó felszínét a Vénusz légkörét átható sűrű felhők rejtik el a külvilág elől.

A bolygó összetétele és szerkezete szinte megegyezik a Földével. Fémes magja is van, amelyet köpeny vesz körül. A bolygó felszínét, akárcsak a Földön, vékony kéreg képviseli. Általánosan elfogadott, hogy a körülbelül 6000 km átmérőjű vénuszi mag vas-nikkel összetételű. A köpeny vastagsága meglehetősen lenyűgöző, körülbelül 3000 km. A Vénusz-köpeny pontos kémiai összetételét nem lehet megállapítani. Valószínűleg, mint a Földön, szilikátokon alapul. A bolygó kéreg vastagsága megegyezik a Földével, átlagos vastagsága 16-30 km.

Itt ér véget a hasonlóság a két bolygó között. Aztán vannak jelentős különbségek, amelyek mindkét bolygót teljesen ellentétessé teszik. A Vénuszon a tektonikus folyamatok a távoli múltban zajlottak. A vénuszi kéreg kialakulása körülbelül 500-600 millió évvel ezelőtt fejeződött be. A bolygó felszínét fagyott bazalttengerek képviselik, amelyeket hatalmas dombok választanak el. A felszínen néhány magasság magasabb, mint a talajon, és a Vénusz-hegység magassága eléri a 11 km-t. A Föld óceánjaihoz formájukban és szerkezetükben hasonló mélyedések és mélyedések a bolygó felszínének 1/6-át foglalják el. Nem sok asztrofizikai eredetű kráter található a bolygón. Közülük a legnagyobb átmérője 30 km, egy lezuhant aszteroida készítette több mint 1 millió évvel ezelőtt.

Nem ismert, hogy a bolygó belső magja milyen állapotban van. A mágneses tér szinte teljes hiánya azonban arra utal, hogy a mag fagyott állapotban van. A bolygó folyékony belső rétegei közötti konvekció hiánya a dinamóeffektus hiányához vezet, amely a bolygó belső rétegei közötti súrlódás eredményeként jön létre. Ez megmagyarázza, hogy a Vénusz, a földi csoport két ikerbolygójának egyike olyan gyenge mágneses teret kapott, amely a Föld magnetoszférájának erősségének mindössze 5-10%-a. A Vénusz mágneses tere nagyon gyenge, és főként a bolygó gravitációja által befogott napszél-részecskék miatt jön létre.

Ennek megfelelően a Vénuszon a gravitációból adódó gyorsulás is kisebb – 8,87 m/s2 szemben a 9,807 m/s2-vel a Földön. Más szóval, egy ember a Vénusz felszínén 10%-kal könnyebb lesz, mint a szülőbolygónkon. A bolygó belső szerkezetének részletesebb vizsgálata ma már nem lehetséges. Az eddig megszerzett adatok matematikai számítások és a bolygó felszínén végzett radaros pásztázás eredménye.

A Vénusz legérdekesebb objektuma a bolygó légköre

A Vénusz felszínéről az űrből készült fényképekből nyert első adatok nem jelentettek áttörést a bolygó tanulmányozásában. A Vénusz felszínét a légkör sűrű rétegei rejtik el a szem elől. Ez az a döntő tényező, amely a bolygó domborzatát alakítja aktív vulkáni tevékenység hiányában. A felszíni eróziónak itt két formája van - szél és kémiai. A vulkánkitörések következtében kilökődő anyag a bolygó légkörébe kerül, és ott kémiai reakciók révén átalakulva vénuszi üledék formájában a felszínre hullik.

A bolygó kémiai összetétele meglehetősen egyszerű:

• szén-dioxid 96,5%;
• a nitrogén mennyisége nem haladja meg a 3,5%-ot.

A bolygó légkörében más gázok mikroszkopikus mennyiségben vannak jelen. Annak ellenére azonban, hogy a légköri rétegekben szinte teljesen hiányzik az oxigén és a hidrogén, a bolygónak van egy ózonrétege, amely 100 km magasságban található.

A Vénusz légköre a legsűrűbb a földi bolygók között. Sűrűsége 67 kg/m3. Más szóval, a légkör alsó rétegei egy félig folyékony környezet, amelyet a szén-dioxid ural. A troposzféra ilyen magas telítettsége következtében a Vénusz felszínén a légköri nyomás kolosszális, 93 bar. Ez nagyjából megfelel a Földre nehezedő nyomásnak, amely 900 méteres mélységben lesz a világ óceánjaiban. A bolygó légkörének magas szén-dioxid-koncentrációja üvegházhatást váltott ki. Ennek eredményeként a bolygó felszíne magas hőmérsékletű, amely elérheti a 475 Celsius-fokot. Ez több, mint a Merkúron, amely sokkal közelebb van a Naphoz.

A Vénuszon ilyen légköri körülmények között nem kell víz jelenlétéről beszélni. A sűrű felhők kénsavból és a bolygó felszínére eső savas esőkből állnak, a Vénusz-tengerek pedig kénsav tavai.

Komolyan tombolnak a szelek a Vénusz felszínén. A bolygó teljes légköre egyetlen hatalmas tomboló hurrikán, amely 140 m/s sebességgel rohan meg a bolygó felszínén. Ennek megfelelően nem nehéz elképzelni, milyen erős szél fúj a bolygón.

A Vénusz légköre a fő különbség a bolygónktól. Lehetetlen bármilyen életforma létezése olyan körülmények között, ahol a hőmérséklet eléri az ólom olvadáspontját. Ráadásul a magas CO2-koncentráció azt jelenti, hogy a víz helyett a bolygó fő folyadéka a kénsav.

A közelgő tervek a Vénusz felfedezésére

A Vénusz, a legközelebbi kozmikus szomszédunk, egy fényes és gyönyörű csillag az égbolton, valójában egy igazi univerzális pokol. Az űrkutatás, amelyet az ember a Vénusszal kapcsolatban a 20. század második felében vállalt, egyértelművé tette, hogy a Vénusz ellenséges környezet számunkra. 40 év alatt 30 űrhajót indítottak a „reggeli csillagra”.

A kutatás főként a Vénusz bolygó tanulmányozását célzó szovjet program és a Mariner amerikai űrprogram keretében folyt. Az utolsó űrszonda, amely befejezte a „reggeli csillag” űrkutatási ciklusát, az európai Venus Express szonda és a japán Akatsuki szonda volt, amelyeket 2005-ben, illetve 2010-ben indítottak a Vénuszra.

Ha bármilyen kérdése van, tegye fel őket a cikk alatti megjegyzésekben. Mi vagy látogatóink szívesen válaszolunk rájuk

A Naptól számított második bolygó, a Vénusz áll a legközelebb a Földhöz, és talán a legszebb a földi bolygók közül. Évezredek óta vonzza a kíváncsi pillantásokat az ókori és modern idők tudósaitól a halandó költőkig. Nem csoda, hogy a görög szerelemistennő nevét viseli. De tanulmánya inkább kérdéseket tesz fel, mintsem válaszokat ad.

Az egyik első megfigyelő, Galileo Galilei távcsővel figyelte meg a Vénuszt. Az erősebb optikai eszközök, például a teleszkópok megjelenésével 1610-ben az emberek elkezdték megfigyelni a Vénusz fázisait, amelyek nagyon hasonlítottak a Hold fázisaira. A Vénusz az egyik legfényesebb csillag az égbolton, így alkonyatkor és reggel szabad szemmel is láthatja a bolygót. Mihajlo Lomonoszov a Nap előtti elhaladását figyelve 1761-ben megvizsgálta a bolygót körülvevő vékony szivárványperemet. Így fedezték fel a légkört. Nagyon erősnek bizonyult: a felszín közelében a nyomás elérte a 90 atmoszférát!
Az üvegházhatás magyarázza a légkör alsó rétegeinek magas hőmérsékletét. Más bolygókon is jelen van, például a Marson, ennek köszönhetően a hőmérséklet 9°-kal emelkedhet, a Földön - 35°-ig, a Vénuszon - eléri maximumát, a bolygók között - akár 480°C-ot .

A Vénusz belső szerkezete

A szomszédunk, a Vénusz szerkezete hasonló más bolygókéhoz. Tartalmazza a kérget, a köpenyt és a magot. A sok vasat tartalmazó folyékony mag sugara megközelítőleg 3200 km. A köpeny szerkezete - olvadt anyag - 2800 km, a kéreg vastagsága 20 km. Meglepő, hogy egy ilyen magnál a mágneses tér gyakorlatilag hiányzik. Ez valószínűleg a lassú forgásnak köszönhető. A Vénusz légköre eléri az 5500 km-t, melynek felső rétegei szinte teljes egészében hidrogénből állnak. A szovjet automata bolygóközi állomások (AMS) Venera-15 és Venera-16 még 1983-ban fedeztek fel hegycsúcsokat lávafolyásokkal a Vénuszon. Jelenleg a vulkáni objektumok száma eléri az 1600 darabot. A vulkánkitörések aktivitást jeleznek a bolygó belsejében, amely vastag bazalthéjréteg alatt van.

Forgás saját tengelye körül

A Naprendszer legtöbb bolygója nyugatról keletre forog a tengelye körül. A Vénusz az Uránuszhoz hasonlóan kivételt képez e szabály alól, és az ellenkező irányba, keletről nyugatra forog. Ezt a nem szabványos forgást retrográdnak nevezik. Így a tengelye körüli teljes fordulat 243 napig tart.

A tudósok úgy vélik, hogy a Vénusz kialakulása után nagy mennyiségű víz volt a felszínén. Az üvegházhatás megjelenésével azonban megkezdődött a tengerek párolgása, és a szén-dioxid-anhidrit, amely a különféle kőzetek részét képezi, kibocsátása a légkörbe. Ez a víz elpárolgásának növekedéséhez és általános hőmérséklet-emelkedéshez vezetett. Egy idő után a víz eltűnt a Vénusz felszínéről, és bejutott a légkörbe.

Most a Vénusz felszíne sziklás sivatagnak tűnik, helyenként hegyekkel és hullámzó síkságokkal. Az óceánokból csak hatalmas mélyedések maradtak a bolygón. A bolygóközi állomásokról vett radaradatok a közelmúlt vulkáni tevékenységének nyomait rögzítették.
A szovjet űrszonda mellett az amerikai Magellán is meglátogatta a Vénust. Ő készítette el a bolygó szinte teljes feltérképezését. A szkennelés során rengeteg vulkánt, több száz krátert és számos hegyet fedeztek fel. Az átlagos szinthez viszonyított jellemző magasságuk alapján a tudósok 2 kontinenst azonosítottak - Aphrodité földjét és Ishtar földjét. Az első, Afrika méretű kontinensen található egy 8 kilométeres Mount Maat - egy hatalmas kialudt vulkán. Ishtar kontinens mérete az Egyesült Államokéhoz hasonlítható. Látványossága a 11 kilométeres Maxwell-hegység, a bolygó legmagasabb csúcsai. A kőzetek összetétele a földi bazalthoz hasonlít.
A vénuszi tájon mintegy 40 km átmérőjű lávával töltött becsapódási kráterek találhatók. De ez kivétel, mert összesen kb 1 ezren vannak.

A Vénusz jellemzői

Súly: 4,87*1024 kg (0,815 föld)
Átmérő az egyenlítőnél: 12102 km
Tengelydőlés: 177,36°
Sűrűség: 5,24 g/cm3
Átlagos felületi hőmérséklet: +465 °C
A tengely körüli forgási periódus (nap): 244 nap (retrográd)
Távolság a Naptól (átlag): 0,72 a. e vagy 108 millió km
Nap körüli keringési idő (év): 225 nap
Keringési sebesség: 35 km/s
Orbitális excentricitás: e = 0,0068
A pálya dőlése az ekliptikához képest: i = 3,86°
Gravitációs gyorsulás: 8,87m/s2
Légkör: szén-dioxid (96%), nitrogén (3,4%)
Műholdak: nem