Сторінка
3

Венера – планета сонячної системи

Відстань від Венери до Землі змінюється від 38 млн. км до 258 млн. км. Нахил площини екватора Венери до площини її орбіти не перевищує 3°, через що сезонні зміни на ній незначні.

Для земного спостерігача кутова відстань Венери від Сонця не перевищує 48°, внаслідок чого ми можемо бачити її тільки протягом деякого часу після заходу Сонця (вечірня зірка) або незадовго до його сходу (ранкова зірка). Венера - найбільш яскраве (після Сонця і Місяця) світило земного неба . У максимумі блиску вона досягає -4,8 зоряні величини . Ще одним наслідком перебування Венери усередині орбіти Землі є така ж, як у Місяця, зміна фаз, відкрита ще в 1610р Г. Галілеєм. Під час найбільшого зближення, коли Венера стає особливо помітною, навіть у невеликий телескоп можна побачити, що планета має вигляд серпа. Крім того можна спостерігати досить рідке явище - проходження Венери по диску Сонця. Це явище відбувається приблизно двічі в сторіччя - точніше періодичність 121,5-8-105,5-8 років. Попереднє проходження було 6 грудня 1882 року, 8 червня 2004 року, а наступне відбудеться 6 червня 2012 р.

Атмосфера планети

Венеру іноді називають однією із найтаємничих планет Сонячної системи: щільний хмарний покрив огортає її поверхню. Атмосфера на Венері була відкрита М. В. Ломоносовим. Спостерігаючи 6 червня 1761 проходження Венери по диску Сонця, він помітив, що на початку проходження, коли Венера тільки невеликою частиною затулила сонячний диск, виникло "тонке як волосся сяйво". Ці спостереження послужили доказом наявності атмосфери у Венери.

Хмари Венери складаються в основному з 75-80-процентної сірчаної кислоти. Концентрація водяної пари збільшується з висотою, досягаючи максимуму на висоті близько 50 км, де вона в сто разів вище, ніж у твердої поверхні, тобто частка пари на цій висоті наближається до одного відсотка. Температура і тиск спочатку падають зі збільшенням висоти. Мінімум температури (150-170 ДО) визначений на висоті 100-120 км, а в міру подальшого підйому температура росте , досягаючи на висоті 12 тис. км 600-800 ДО. Встановлено, що легких ізотопів аргону на Венері на два порядки більше , ніж на Землі. Верхні шари хмар Венери відбивають 76% падаючого на них сонячного світла.

Вітер, досить слабкий на поверхні планети (не більш 1 м/с), на висоті понад 50 км підсилюється до 150 м/с. В атмосфері Венери є грози.

Форма і розміри. Рельєф поверхні

Поки для досліджень Венери використовувалися тільки оптичні телескопи, було можливо вимірювати лише верхній поріг радіусу щільного хмарного покриву, що закриває поверхню Венери. Поява радіоінтерференціонних методів дозволило (оскільки хмари прозорі для електромагнітних хвиль радіодіапазону) перейти до дослідження її твердої поверхні. Ще більш актуальні дані були отримані, коли Венера була в зоні досяжності космічних апаратів (радянських, серій "Венера", і американських, серій "Марінер" і "Піонер-Венера"). Найбільш точний результат вимірювань середнього радіуса твердої поверхні був отриман завдяки використанню радіовисотометричних і траекторних методів і складає 6051,5 ± 0,1 км.

Форма планети нагадує сферу. На макеті вона може бути представлена еліпсоїдом, у якого полярна стислість на два порядки менше, ніж у Землі.

Центр мас планети зміщений стосовно її геометричного центра на 430 ± 120 км. Обсяг твердої частини Венери складає 0,859 обсягу Землі.

Використовуючи КА, стало можливим провести аналіз хімічного складу деяких поверхневих порід і передати кілька панорамних зображень пустельних скелястих ландшафтів. Перші радіолокаційні карти, складені одним з орбітальних космічних апаратів, показали, що велика частина поверхні Венери зайнята великими рівнинами (на 85% рівнина), над якими піднімаються три області - великі плато висотою в кілька кілометрів. Одна з них являє собою величезне вулканічне плато (архіпелаг Іштар - земля Іштар), порівняне за розміром з Австралією - у північній півкулі і земля Афродіти поблизу екватора. Вище всіх (на 12 км вище за середній рівень поверхні) підіймаються гори Максвелла. Коливання висот уздовж екватора приблизно 5 км. Найнижча точка на поверхні знаходиться на глибині 2,5 км від середнього рівня.

На поверхні Венери виявлені кратери, розлами і інші ознаки інтенсивних тектонічних процесів, що протікали на планеті. Чітко простежуються сліди ударного бомбардування. Поверхня вкрита каменями і плитами різних розмірів; поверхневі породи наближені за складом до земних осадових порід.

У 1990 році космічний зонд США "Магеллан" почав програму складання мапи поверхні зі застосуванням складних радіолокаційних методів, що набагато перевищує досягнутий на той час рівень знань. На Землю було передано безліч зображень, що свідчать як про утворення ударних структур, так і про наявність у відносно недалекому минулому вулканічної діяльності. По стандартах Сонячної системи поверхня Венери досить молода: старі кратери з'явилися близько 800 млн. років тому. Однак доказів сучасної вулканічної активності не виявлено . Через могутню атмосферу і високу температуру ударні кратери на Венері за формою досить сильно відрізняються від кратерів на інших планетах. Невеликі метеорити розчиняються в атмосфері Венери, тому на її поверхні маленьких кратерів немає. Що стосується ударних впливів великих метеоритів, то викинута речовина при зіткненні з поверхнею поширюється навколо кратерів в розплавленому вигляді. Було виявлено безліч різних доказів цьому явищу: потоки лави, невеликі куполи 2-3 км у поперечнику, великі вулканічні конуси, що мають у поперечнику сотні кілометрів, "вінці ". Вінці Венери – це овальні або колоподібні вулканічні утворення , оточені хребтами.

Вони відрізняються від будь-яких деталей, знайдених на інших планетах або супутниках. Арахноїди, що одержали свою"павукову" назву через зовнішню схожість з павуками, за формою нагадують вінці , але мають менші розміри. Яскраві лінії, що простираються від центра на багато кілометрів, можливо, відповідають розламам поверхні, що виникли, коли магма виривалася з надр планети.

Зйомка "Магеллана" довела, що на планеті переважають, займаючи близько 85% площі, вулканічні базальтові рівнини, а серед них найбільш поширені різновиди з гладкої (у масштабі зображень) поверхнею, ускладненою мережею вузьких звивистих гряд. Такі гряди відомі також на вулканічних рівнинах Місяця і Марса. Крім рівнин зі звивистими грядами спостерігаються, займаючи порівняно невеликі площі, ділянки рівнин з поверхнею, густо покритої тріщинами (структури розтягання) та помітними на знімках тектонічними деформаціями. Знімки "Магеллана" дозволили встановити, що гладкі рівнини з непорушеною поверхнею виникли раніше ніж рівнини зі звивистими грядами .