De siger, at Napoleon var ret irriteret og vred, da offentligheden en eftermiddag under hans tur til Luxembourg Palace ikke så på ham, men på en stjerne, der funklede klart på daghimlen. Denne vidunderlige "stjerne" var planeten Venus.

Dette sker faktisk. Det er kendt, at i 1750, også i Paris, var Venus synlig på daghimlen, hvilket førte indbyggerne i byen og det omkringliggende område til forundring og frygt. I 1799 så general Bonaparte, der vendte tilbage efter erobringen af ​​Italien, også en forunderlig himmeldiamant over sit hoved. Måske var det dengang, han troede på "sin stjerne".

I "Popular Astronomy" siger Camillus Flammarion, at Aeneas i oldtiden, da han vendte tilbage fra Troja, så Venus funklende i zenit om dagen.

Og her er, hvad en anden fransk astronom, Francois Arago, skrev i bogen "Public Astronomy": "...I 1716 overvejede London-mobben udseendet Venus dag til noget vidunderligt. Dette gav Halley en grund til at beregne de positioner, hvor planeten optræder i sit største volumen..."

Venus synlighedsforhold

Men hvad er egentlig synlighedsforholdene for Venus? Især om dagen? Den bedste sigtbarhed - aften eller morgen - er når Venus er kl. For Venus er den maksimale værdi 48° (i sjældne tilfælde 52°). Venus er dog ikke tydeligt synlig på himlen ved hver forlængelse. Den bedste aftensynlighed finder sted i februar, marts, april. Morgensynlighed ved vestlig forlængelse er bedst om efteråret: august, september, oktober. Det er på denne tid af året, at det tilfældigvis bliver observeret i løbet af dagen.

"...Da viste sig et tegn i himlen, en lysende stjerne, der stod over kirken, skinnende hele dagen..." - læser vi for eksempel i Pskov-krøniken. Det var Venus den 25. august 1331. På den dato var den i vestlig forlængelse, det vil sige, den var en morgenstjerne, og dens lysstyrke nærmede sig det maksimalt mulige.

Venus er på sit lyseste cirka 36 dage før og 36 dage efter inferior konjunktion. Ved maksimal lysstyrke når den tilsyneladende størrelse af Venus minus 4,6 m eller mere.

Det sker det fra lyse Venus giver objekter på Jorden en skygge.

Af de ni planeter i solsystemet, Venus største albedo(reflektivitet) - 0,77, hvilket sandsynligvis skyldes planetens kuldioxidatmosfære. Men Venus modtager omkring dobbelt så meget sollys som Jorden. Det er grunden til, at selv på Mars var Venus det klareste lys på himlen efter Solen og Mars-månen.

Nu et par ord om Venus' faser. Det er kendt, at personer med usædvanligt akut syn kan se faserne af Venus selv med det blotte øje. Som for eksempel moderen til den berømte matematiker Gauss. Han inviterede sin mor til at se på Venus gennem et astronomisk teleskop i håb om at forbløffe hende med et hidtil uset syn: Venus i form af en segl. Han måtte dog selv undres.

Kvinden spurgte lige, hvorfor hun ser en segl drejet i den ene retning med kun øjet og i den anden gennem et teleskop...

Månen er kendt for at være lysest i fuldmånefasen. Men Venus' maksimale lysstyrke opstår i den periode, hvor omkring 30 procent af dens overflade er oplyst. Dette er cirka halvvejs mellem den største forlængelse og det nedre kryds.

Venus gennemgår hele sekvensen, hele cyklussen af ​​dens faser næsten nøjagtigt 5 gange på 8 år. I astronomisk sprogbrug lyder det således: på 8 år er der 5 synodiske omdrejninger af Venus.

Faktisk: den gennemsnitlige synodisk Venus periode omkring 584 dage. Hvis 5 x 584 = 2920 dage. Og 8 omdrejningsperioder af Jorden omkring Solen er 8 x 365,25 = 2922 dage. Det vil sige, at forskellen kun er 2 dage! Det er derfor hvert 8. år Venus' sigtbarhed gentages næsten nøjagtigt. Det vil sige, at Venus hvert 8. år optræder næsten nøjagtigt i samme fase, næsten nøjagtigt det samme sted på himlen.

Planetens diameter er ikke den samme i forskellige faser: den smalle halvmåne er betydeligt større i diameter end den fulde skive. Årsagen er, at planeten i forskellige faser fjernes fra os på forskellige afstande (fra 108 til 258 millioner kilometer). I sin umiddelbare nærhed til Jorden vender Venus mod os med sin ubelyste side, så vi ser aldrig dens største fase. Den fulde disk er kun synlig fra den største afstand. Venus er på sit lyseste for os, når dens vinkeldiameter er 40″ og vinkelbredden af ​​dens halvmåne er 10″. Så lyser den 13 gange stærkere end Sirius - den klareste stjerne på jordens himmel.

Det er grunden til, at Venus på gamle steler, sæler og amuletter blev afbildet med 8 stråler. Og tallet 8 blev betragtet som helligt af mange gamle folk.

Blandt babylonierne i slutningen af ​​det 3. årtusinde f.Kr. e. der var en kalender baseret på en 8-års cyklus. Ægypterne kendte de "8 store guddomme fra den oprindelige tid."

I Homers Odysseen nævnes det ottende år gentagne gange som et vendepunkt, der bringer afgørende ændringer. I Grækenland troede man generelt, at væsentlige begivenheder normalt fandt sted i det ottende år. Orestes tager hævn for mordet på sin far, begået for 8 år siden.

Athenerne sendte ifølge en version af myten om Theseus en frygtelig hyldest til monsteret Minotaur til Kreta hvert 8. år.

Thrakerne kaldte fejringen til ære for lysets og kunstens gud Apollo for "ottende årsdagen". Og i det gamle Theben blev en ferie til ære for Apollo fejret en gang hvert 8. år. De gamle aztekere holdt en festival for "absorption af vand og brød" hvert 8. år. Moselovene indeholder instruktionen: "Og du skal så i det ottende år..." Listen kunne fortsættes. Men dette er nok til at forstå betydningen af ​​Venus i de gamle folks liv! Venus var naturligvis den første af de "vandrende stjerner", der blev udpeget af mennesket på grund af dets mærkbare lysstyrke.

Imidlertid forvekslede de gamle folk oprindeligt "morgen- og aftenstjernerne" for to forskellige. De gamle grækere kaldte morgenen Venus phosphoros, og latinerne kaldte Lucifer, begge ord betyder "lysbringer".

EN aften Venus kaldet Vesper (Hesperus), det vil sige "vest", "aften".

Ordet Vesper betyder i dag "aftenbøn" på mange sprog.

Planeten Venus

Generel information om planeten Venus. Jordens søster

Fig.1 Venus. MESSENGER-foto fra 14. januar 2008. Kredit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Venus er den anden planet fra Solen, i størrelse, tyngdekraft og sammensætning meget lig vores Jord. Samtidig er det det lyseste objekt på himlen efter Solen og Månen og når en størrelsesorden på -4,4.

Planeten Venus er blevet studeret meget godt, fordi den har været besøgt af over et dusin rumfartøjer, men astronomerne har stadig nogle spørgsmål. Her er blot nogle få af dem:

Det første af spørgsmålene vedrører Venus' rotation: dens vinkelhastighed er netop sådan, at Venus under den underordnede konjunktion hele tiden vender mod Jorden med den samme side. Årsagerne til en sådan sammenhæng mellem Venus' rotation og Jordens kredsløb er endnu ikke klarlagt...

Det andet spørgsmål er kilden til bevægelse af Venus atmosfære, som er en kontinuerlig kæmpe hvirvel. Desuden er denne bevægelse meget kraftfuld og er kendetegnet ved en fantastisk konstans. Hvilken slags kræfter skaber en atmosfærisk hvirvel af sådanne dimensioner er ukendt?

Og det sidste, tredje spørgsmål - er der liv på planeten Venus? Faktum er, at i en højde af flere titusinder kilometer i skylaget af Venus observeres forhold, der er ret egnede til organismers liv: ikke særlig høj temperatur, passende tryk osv.

Det skal bemærkes, at der var meget flere spørgsmål relateret til Venus for blot et halvt århundrede siden. Astronomer vidste intet om planetens overflade, kendte ikke sammensætningen af ​​dens fantastiske atmosfære, kendte ikke egenskaberne af dens magnetosfære og meget mere. Men de vidste, hvordan man finder Venus på nattehimlen, observerer dens faser forbundet med planetens bevægelse omkring Solen osv. Læs mere om, hvordan man udfører sådanne observationer nedenfor.

Observerer planeten Venus fra Jorden

Fig.2 Udsigt af planeten Venus fra Jorden. Kredit: Carol Lakomiak

Fordi Venus er tættere på Solen end Jorden, synes den aldrig for langt væk fra den: den maksimale vinkel mellem den og Solen er 47,8°. På grund af sådanne ejendommeligheder ved sin position på jordens himmel, når Venus sin maksimale lysstyrke kort før solopgang eller et stykke tid efter solnedgang. I løbet af 585 dage veksler perioderne med dets sigtbarhed om aftenen og morgenen: i begyndelsen af ​​perioden er Venus kun synlig om morgenen, derefter - efter 263 dage kommer den meget tæt på Solen, og dens lysstyrke gør det. ikke tillade planeten at blive set i 50 dage; så kommer perioden med aftensynlighed af Venus, der varer 263 dage, indtil planeten forsvinder igen i 8 dage og befinder sig mellem Jorden og Solen. Herefter gentages skiftningen af ​​synlighed i samme rækkefølge.

Det er let at genkende planeten Venus, fordi den på nattehimlen er den lyseste lyskilde efter Solen og Månen og når en maksimal størrelsesorden på -4,4. Et karakteristisk træk ved planeten er dens glatte hvide farve.

Fig.3 Ændring af faser af Venus. Kredit: hjemmeside

Når man observerer Venus, selv med et lille teleskop, kan man se, hvordan belysningen af ​​dens skive ændrer sig over tid, dvs. sker der en faseændring, som først blev observeret af Galileo Galilei i 1610. Ved den nærmeste tilgang til vores planet forbliver kun en lille del af Venus helliggjort, og den tager form af en tynd segl. Venus' kredsløb er på dette tidspunkt i en vinkel på 3,4° i forhold til Jordens kredsløb, således at den normalt passerer lige over eller lige under Solen i en afstand på op til atten soldiametre.

Men nogle gange observeres en situation, hvor planeten Venus er placeret omtrent på samme linje mellem Solen og Jorden, og så kan man se et yderst sjældent astronomisk fænomen - Venus' passage hen over Solens skive, hvor planet har form af en lille mørk "plet" med en diameter på 1/30 af Solen.

Fig.4 Venus' transit over Solens skive. Billede fra NASAs TRACE-satellit, 6. august 2004. Kredit: NASA

Dette fænomen forekommer cirka 4 gange på 243 år: først observeres 2 vinterpassager med en periodicitet på 8 år, derefter varer en periode på 121,5 år, og 2 mere, denne gang sommer, sker passager med samme periodicitet på 8 år. Vinterpassager af Venus vil så først kunne observeres efter 105,8 år.

Det skal bemærkes, at hvis varigheden af ​​den 243-årige cyklus er en relativt konstant værdi, så ændres periodiciteten mellem vinter- og sommertransit i den på grund af små uoverensstemmelser i perioderne for planeterne, der vender tilbage til forbindelsespunkterne for deres baner. .

Indtil 1518 så den interne sekvens af transitter af Venus således ud som "8-113,5-121,5", og før 546 var der 8 transitter, intervallerne mellem disse var 121,5 år. Den nuværende sekvens forbliver indtil 2846, hvorefter den erstattes af en anden: "105.5-129.5-8".

Den sidste transit af planeten Venus, der varede 6 timer, blev observeret den 8. juni 2004, den næste vil finde sted den 6. juni 2012. Så er der en pause, hvis afslutning først er i december 2117.

Historien om udforskningen af ​​planeten Venus

Fig.5 Ruinerne af observatoriet i byen Chichen Itza (Mexico). Kilde: wikipedia.org.

Planeten Venus, sammen med Merkur, Mars, Jupiter og Saturn, var kendt af folk fra den neolitiske æra (ny stenalder). Planeten var velkendt af de gamle grækere, egyptere, kinesere, indbyggere i Babylon og Mellemamerika og stammerne i det nordlige Australien. Men på grund af det særlige ved kun at observere Venus om morgenen eller aftenen, troede gamle astronomer, at de så helt forskellige himmellegemer, og derfor kaldte de morgenen Venus med ét navn og aftenen Venus med et andet. Således gav grækerne navnet Vesper til aftenvenus, og fosfor til morgenvenus. De gamle egyptere gav også planeten to navne: Tayoumutiri - morgenvenus og Owaiti - aftenvenus. Maya-indianerne kaldte Venus Noh Ek - "Store Stjerne" eller Xux Ek - "Hvepsens Stjerne" og vidste, hvordan de skulle beregne dens synodiske periode.

De første mennesker, der forstod, at Venus morgen og aften er den samme planet, var de græske pythagoræere; lidt senere foreslog en anden gammel græker, Heraclides af Pontus, at Venus og Merkur kredser om Solen, ikke Jorden. Omtrent på samme tid gav grækerne planeten navnet på gudinden for kærlighed og skønhed Afrodite.

Men planeten, som er kendt for moderne mennesker, modtog navnet "Venus" fra romerne, som navngav den til ære for hele det romerske folks skytsgudinde, der indtog samme sted i den romerske mytologi som Afrodite på græsk.

Som du kan se, observerede gamle astronomer kun planeten og beregnede samtidig synodiske rotationsperioder og tegnede kort over stjernehimlen. Der er også gjort forsøg på at beregne afstanden fra Jorden til Solen ved at observere Venus. For at gøre dette er det nødvendigt, når en planet passerer direkte mellem Solen og Jorden, ved hjælp af parallaksemetoden, at måle mindre forskelle i start- eller sluttidspunkterne for passagen på to ret fjerne punkter på vores planet. Afstanden mellem punkterne bruges efterfølgende som længden af ​​basen til at bestemme afstandene til Solen og Venus ved hjælp af trianguleringsmetoden.

Historikere ved ikke, hvornår astronomer først observerede planeten Venus' passage hen over Solens skive, men de kender navnet på den person, der først forudsagde en sådan passage. Det var den tyske astronom Johannes Kepler, der forudsagde passagen af ​​1631. Men i det forudsagte år, på grund af en vis unøjagtighed af Kepler-prognosen, observerede ingen passagen i Europa...

Fig.6 Jerome Horrocks observerer planeten Venus' passage hen over Solens skive. Kilde: wikipedia.org.

Men en anden astronom, Jerome Horrocks, efter at have forfinet Keplers beregninger, fandt ud af de nøjagtige perioder med gentagelse af transitter, og den 4. december 1639 var han fra sit hjem i Much Hoole i England i stand til med egne øjne at se passagen af Venus hen over Solens skive.

Ved hjælp af et simpelt teleskop projicerede Horrocks solskiven på et bræt, hvor det var sikkert for observatørens øjne at se alt, hvad der skete på baggrund af solskiven. Og klokken 15:15, blot en halv time før solnedgang, så Horrocks endelig den forudsagte passage. Ved hjælp af sine observationer forsøgte den engelske astronom at estimere afstanden fra Jorden til Solen, som viste sig at være lig med 95,6 millioner km.

I 1667 gjorde Giovanni Domenico Cassini det første forsøg på at bestemme Venus' rotationsperiode omkring sin akse. Den værdi, han opnåede, var meget langt fra den faktiske og beløb sig til 23 timer 21 minutter. Dette skyldtes, at Venus kun skulle observeres én gang om dagen og kun i flere timer. Da han pegede sit teleskop mod planeten i flere dage og så det samme billede hele tiden, kom Cassini til den konklusion, at planeten Venus havde foretaget en fuld revolution omkring sin akse.

Efter observationerne af Horrocks og Cassini, og ved at kende Keplers beregninger, ventede astronomer over hele verden spændt på den næste mulighed for at observere Venus' transit. Og en sådan mulighed bød sig for dem i 1761. Blandt de astronomer, der udførte observationer, var vores russiske videnskabsmand Mikhail Vasilyevich Lomonosov, som opdagede en lys ring omkring Venus' mørke skive, da planeten kom ind i solskiven, såvel som da han forlod den. Lomonosov forklarede det observerede fænomen, som senere blev opkaldt efter ham ("Lomonosov-fænomenet") ved tilstedeværelsen af ​​en atmosfære på Venus, hvor solens stråler blev brudt.

Otte år senere blev observationer videreført af den engelske astronom William Herschel og den tyske astronom Johann Schröter, som "opdagede" den venusiske atmosfære for anden gang.

I 60'erne af det 19. århundrede begyndte astronomer at gøre forsøg på at bestemme sammensætningen af ​​den opdagede atmosfære af Venus, og først og fremmest at bestemme tilstedeværelsen af ​​ilt og vanddamp i den ved hjælp af spektralanalyse. Der blev dog hverken fundet ilt eller vanddamp. Efter nogen tid, allerede i det tyvende århundrede, blev forsøg på at finde "livets gasser" genoptaget: observationer og forskning blev udført af A. A. Belopolsky i Pulkovo (Rusland) og Vesto Melvin Slifer i Flagstaff (USA).

I samme XIX århundrede. Den italienske astronom Giovanni Schiaparelli forsøgte igen at fastslå Venus' rotationsperiode omkring sin akse. Forudsat at Venus' rotation til Solen altid er den ene side forbundet med dens meget langsomme rotation, fastslog han perioden for dens rotation omkring sin akse som lig med 225 dage, hvilket var 18 dage mindre end den virkelige.

Fig.7 Mount Wilson Observatory. Kredit: MWOA

I 1923 begyndte Edison Pettit og Seth Nicholson ved Mount Wilson Observatory i Californien (USA) at måle temperaturen på Venus' øvre skyer, som efterfølgende blev udført af mange videnskabsmænd. Ni år senere opdagede de amerikanske astronomer W. Adams og T. Denham ved samme observatorium tre bånd, der tilhører kuldioxid (CO 2) i Venus' spektrum. Intensiteten af ​​båndene førte til den konklusion, at mængden af ​​denne gas i Venus atmosfære er mange gange højere end dens indhold i Jordens atmosfære. Der blev ikke fundet andre gasser i den venusiske atmosfære.

I 1955 målte William Sinton og John Strong (USA) temperaturen i skylaget på Venus, som viste sig at være -40 ° C og endnu lavere nær planetens poler.

Ud over amerikanerne var sovjetiske videnskabsmænd N.P. Barabashov, V.V. involveret i undersøgelsen af ​​skylaget på den anden planet fra Solen. Sharonov og V.I. Yezersky, fransk astronom B. Liot. Deres forskning, såvel som teorien om lysspredning af tætte planetariske atmosfærer udviklet af Sobolev, indikerede, at partikelstørrelsen af ​​Venus-skyer er omkring en mikrometer. Forskere skulle kun finde ud af arten af ​​disse partikler og studere mere detaljeret hele tykkelsen af ​​skylaget på Venus, og ikke kun dets øvre grænse. Og for dette var det nødvendigt at sende interplanetariske stationer til planeten, som efterfølgende blev skabt af videnskabsmænd og ingeniører fra USSR og USA.

Det første rumfartøj, der blev opsendt til planeten Venus, var Venera 1. Denne begivenhed fandt sted den 12. februar 1961. Men efter et stykke tid gik kommunikationen med enheden tabt, og Venera-1 gik ind i kredsløb som en satellit for solen.

Fig.8 "Venera-4". Kredit: NSSDC

Fig.9 "Venera-5". Kredit: NSSDC

Det næste forsøg var også mislykket: Venera-2-apparatet fløj i en afstand af 24 tusinde km. fra planeten. Kun Venera 3, der blev opsendt af Sovjetunionen i 1965, var i stand til at komme relativt tæt på planeten og endda lande på dens overflade, hvilket blev lettet af en specialdesignet lander. Men på grund af svigt i stationens kontrolsystem blev der ikke modtaget data om Venus.

2 år senere - den 12. juni 1967 drog Venera-4 af sted til planeten, også udstyret med et nedstigningsmodul, hvis formål var at studere de fysiske egenskaber og kemiske sammensætning af den venusiske atmosfære ved hjælp af 2 modstandstermometre, en barometrisk sensor, en atmosfærisk densitetsmåler for ionisering og 11 patroner - gasanalysatorer. Enheden nåede sit mål ved at fastslå tilstedeværelsen af ​​en enorm mængde kuldioxid, et svagt magnetfelt omkring planeten og fraværet af strålingsbælter.

I 1969, med et interval på kun 5 dage, gik 2 interplanetariske stationer med serienummer 5 og 6 til Venus på én gang.

Deres nedstigningskøretøjer, udstyret med radiosendere, radiohøjdemålere og andet videnskabeligt udstyr, transmitterede information om atmosfærens tryk, temperatur, tæthed og kemiske sammensætning under nedstigning. Det viste sig, at trykket i den venusiske atmosfære når 27 atmosfærer; Det var ikke muligt at finde ud af, om det kunne overskride den angivne værdi: nedstigningskøretøjerne var simpelthen ikke designet til højere tryk. Temperaturen i den venusiske atmosfære under rumfartøjets nedstigning varierede fra 25° til 320°C. Atmosfærens sammensætning var domineret af kuldioxid med en lille mængde nitrogen, ilt og en blanding af vanddamp.

Fig. 10 Mariner 2. Kredit: NASA/JPL

Foruden Sovjetunionens rumfartøjer studerede det amerikanske rumfartøj i Mariner-serien planeten Venus, hvoraf det første med serienummer 2 (nr. 1 fik en ulykke ved opsendelsen) fløj forbi planeten i december 1962, hvilket bestemte temperaturen på dens overflade. På samme måde, mens Venus fløj forbi planeten i 1967, blev Venus udforsket af et andet amerikansk rumfartøj, Mariner 5. Ved at udføre sit program bekræftede den femte Mariner overvægten af ​​kuldioxid i Venus-atmosfæren og fandt ud af, at trykket i tykkelsen af ​​denne atmosfære kan nå 100 atmosfærer, og temperaturen - 400 °C.

Det skal bemærkes, at undersøgelsen af ​​planeten Venus i 60'erne. kom også fra jorden. Ved hjælp af radarmetoder fastslog amerikanske og sovjetiske astronomer således, at Venus' rotation er omvendt, og at Venus' rotationsperiode er ~243 dage.

Den 15. december 1970 nåede rumfartøjet Venera-7 først planetens overflade, og efter at have arbejdet på det i 23 minutter transmitterede det data om atmosfærens sammensætning, temperaturen af ​​dens forskellige lag samt tryk, som , ifølge resultaterne af målinger, viste sig at være lig med 90 atmosfærer.

Halvandet år senere, i juli 1972, landede et andet sovjetisk apparat på overfladen af ​​Venus.

Ved hjælp af videnskabeligt udstyr installeret på nedstigningsmodulet blev belysningen på overfladen af ​​Venus målt til at være 350 ± 150 lux (som på Jorden på en overskyet dag) og tætheden af ​​overfladesten til 1,4 g/cm 3 . Det viste sig, at Venus skyer ligger i en højde af 48 til 70 km, har en lagdelt struktur og består af dråber af 80% svovlsyre.

I februar 1974 fløj Mariner 10 forbi Venus og fotograferede dens skydække i 8 dage for at studere atmosfærens dynamik. Ud fra de resulterende billeder var det muligt at bestemme rotationsperioden for det venusiske skylag til at være 4 dage. Det viste sig også, at denne rotation sker med uret, når den ses fra planetens nordpol.

Fig. 11 Venera-10 nedstigningskøretøj. Kredit: NSSDC

Et par måneder senere, i oktober 1974, landede sovjetiske rumfartøjer med serienummer 9 og 10 på overfladen af ​​Venus. Efter at have landet 2200 km fra hinanden, sendte de de første panoramaer af overfladen på landingsstederne til Jorden. Inden for en time transmitterede nedstigningskøretøjerne videnskabelig information fra overfladen til rumfartøjer, som blev overført til kredsløbene af kunstige Venus satellitter og videresendt den til Jorden.

Det skal bemærkes, at efter flyvningerne "Vener-9 og 10" lancerede Sovjetunionen alle rumfartøjer i denne serie i par: først blev en enhed sendt til planeten, derefter en anden med et minimumsinterval.

Så i september 1978 gik Venera-11 og Venera-12 til Venus. Den 25. december samme år nåede deres nedstigningskøretøjer planetens overflade og tog en række fotografier og sendte nogle af dem til Jorden. Dels fordi beskyttelseskammerets dæksler på et af nedstigningskøretøjerne ikke åbnede sig.

Under nedstigningen af ​​enhederne blev elektriske udladninger registreret i Venus atmosfære, og ekstremt kraftfulde og hyppige. Så en af ​​enhederne registrerede 25 udladninger i sekundet, den anden - omkring tusind, og et af tordenskraldene varede 15 minutter. Ifølge astronomer var elektriske udladninger forbundet med aktiv vulkansk aktivitet på steder med rumfartøjsnedstigning.

Omtrent på samme tid blev undersøgelsen af ​​Venus allerede udført af rumfartøjet i den amerikanske serie, Pioneer Venera 1, opsendt den 20. maj 1978.

Efter at have gået ind i en 24-timers elliptisk bane omkring planeten den 4. december udførte enheden radarkortlægning af overfladen i halvandet år og studerede magnetosfæren, ionosfæren og skystrukturen på Venus.

Fig. 12 "Pioneer-Venera-1". Kredit: NSSDC

Efter den første "pioner" gik den anden til Venus. Dette skete den 8. august 1978. Den 16. november adskilte den første og største af nedstigningskøretøjerne fra køretøjet; 4 dage senere adskilte 3 andre nedstigningskøretøjer. Den 9. december kom alle fire moduler ind i planetens atmosfære.

Baseret på resultaterne af en undersøgelse af Pioneer-Venera-2 afstamningskøretøjer blev sammensætningen af ​​Venus atmosfære bestemt, som et resultat af hvilket det viste sig, at koncentrationen af ​​argon-36 og argon-38 i den er 50 -500 gange højere end koncentrationen af ​​disse gasser i Jordens atmosfære. Atmosfæren består primært af kuldioxid med små mængder nitrogen og andre gasser. Under planetens skyer blev der opdaget spor af vanddamp og en højere end forventet koncentration af molekylær oxygen.

Selve skylaget består, som det viste sig, af mindst 3 veldefinerede lag.

Den øverste, der ligger i 65-70 km højde, indeholder dråber koncentreret svovlsyre. De andre 2 lag er omtrent ens i sammensætning, med den eneste forskel, at større svovlpartikler dominerer i det laveste. I højder under 30 km. Atmosfæren på Venus er relativt gennemsigtig.

Under nedstigningen udførte apparaterne temperaturmålinger, som bekræftede den kolossale drivhuseffekt, der herskede på Venus. Så hvis temperaturen i højder på omkring 100 km var -93°C, så var den i toppen af ​​skyerne -40°C og fortsatte derefter med at stige og nåede 470°C ved overfladen...

I oktober-november 1981, med et interval på 5 dage, startede "Venera-13" og "Venera-14", hvis nedstigningskøretøjer i marts, allerede den 82., nåede planetens overflade og sendte panoramabilleder af landingsstederne til Jorden, hvor den gulgrønne venusiske himmel var synlig, og efter at have undersøgt sammensætningen af ​​den venusiske jord, hvori de fandt: silica (op til 50% af jordens samlede masse), aluminium alun ( 16%), oxider af magnesium (11%), jern, calcium og andre grundstoffer. Derudover hørte forskerne ved hjælp af en lydoptagelsesenhed installeret på Venera 13 for første gang lyden fra en anden planet, nemlig torden.

Fig. 13 Planeten Venus' overflade. Foto fra Venera 13-rumfartøjet taget den 1. marts 1982. Kredit: NSSDC

Den 2. juni 1983 drog AMS (automatisk interplanetarisk station) Venera-15 afsted mod planeten Venus, som den 10. oktober samme år gik ind i en polarbane om planeten. Den 14. oktober blev Venera-16 opsendt i kredsløb, opsendt 5 dage senere. Begge stationer blev designet til at studere det venusiske terræn ved hjælp af radarer installeret om bord. Efter at have arbejdet sammen i mere end otte måneder fik stationerne et billede af planetens overflade inden for et stort område: fra nordpolen til ~30° nordlig bredde. Som et resultat af behandlingen af ​​disse data blev et detaljeret kort over den nordlige halvkugle af Venus kompileret på 27 ark, og det første atlas af planetens relief blev frigivet, som dog kun dækkede 25% af dens overflade. Baseret på materialer fra kameraerne skabte sovjetiske og amerikanske kartografer, som en del af det første internationale projekt om udenjordisk kartografi, afholdt i regi af Videnskabernes Akademi og NASA, i fællesskab en serie på tre oversigtskort over det nordlige Venus. Præsentationen af ​​denne serie af kort, med titlen "Magellan Flight Planning Kit", fandt sted i sommeren 1989 på den internationale geologiske kongres i Washington.

Fig. 14 Nedstigningsmodul på AMS "Vega-2". Kredit: NSSDC

Efter Venus blev studiet af planeten fortsat af det sovjetiske rumfartøj i Vega-serien. Der var to af disse enheder: Vega-1 og Vega-2, som med en forskel på 6 dage blev lanceret til Venus i 1984. Seks måneder senere kom enhederne tæt på planeten, så blev nedstigningsmodulerne adskilt fra dem, som, efter at de var kommet ind i atmosfæren, også opdelte i landingsmoduler og ballonsonder.

2 ballonsonder, efter at have fyldt skallerne på deres faldskærme med helium, drev i en højde af omkring 54 km i forskellige halvkugler af planeten og transmitterede data i to dage, i hvilken tid de fløj en afstand på omkring 12 tusinde km. Den gennemsnitlige hastighed, hvormed sonderne fløj denne rute, var 250 km/t, hvilket blev lettet af den kraftige globale rotation af den venusiske atmosfære.

Probedataene viste tilstedeværelsen af ​​meget aktive processer i skylaget, karakteriseret ved kraftige opadgående og nedadgående strømme.

Da Vega-2-sonden fløj i Aphrodite-regionen over en top 5 km høj, faldt den ned i en luftlomme og faldt kraftigt med 1,5 km. Begge sonder registrerede også lynudladninger.

Landerne studerede skylaget og atmosfærens kemiske sammensætning, mens de var på vej ned, hvorefter de, efter at have foretaget en blød landing på Rusalka-sletten, begyndte at analysere jorden ved at måle røntgenfluorescensspektre. På begge steder, hvor modulerne landede, opdagede de sten med relativt lavt indhold af naturlige radioaktive grundstoffer.

I 1990, mens han udførte tyngdekraftsmanøvrer, fløj Galileo-rumfartøjet forbi Venus, hvorfra det blev fotograferet af NIMS infrarøde spektrometer, som et resultat af hvilket det viste sig, at ved bølgelængderne 1,1, 1,18 og 1, korrelerer 02 µm-signalet med overfladetopografi, det vil sige, for de tilsvarende frekvenser er der "vinduer", hvorigennem planetens overflade er synlig.

Fig. 15 Indlæsning af Magellan interplanetarisk station i lastrummet på Atlantis rumfartøjet. Kredit: JPL

Et år tidligere, den 4. maj 1989, tog NASAs Magellan interplanetariske station afsted mod planeten Venus, som arbejdede indtil oktober 1994, modtog fotografier af næsten hele planetens overflade, samtidig med at de udførte en række eksperimenter.

Undersøgelsen blev udført indtil september 1992 og dækkede 98% af planetens overflade. Efter at have gået ind i en langstrakt polar bane omkring Venus i august 1990 med højder fra 295 til 8500 km og en omløbsperiode på 195 minutter, kortlagde enheden en smal strimmel med en bredde på 17 til 28 km og en længde på omkring 70 tusinde km ved hver tilgang til planeten. Der var 1800 sådanne striber i alt.

Fordi Magellan gentagne gange filmede mange områder fra forskellige vinkler, hvilket gjorde det muligt at skabe en tredimensionel model af overfladen, samt udforske mulige ændringer i landskabet. Stereobilledet blev opnået for 22% af den venusiske overflade. Derudover blev følgende udarbejdet: et kort over højderne af Venus overflade, opnået ved hjælp af en højdemåler (højdemåler) og et kort over dens klippers elektriske ledningsevne.

Baseret på resultaterne af billederne, hvor detaljer på op til 500 m i størrelse let kunne skelnes, blev det fundet, at overfladen af ​​planeten Venus hovedsageligt er optaget af bakkede sletter og er forholdsvis ung efter geologiske standarder - omkring 800 millioner år gammel. Der er relativt få meteoritkratere på overfladen, men der findes ofte spor af vulkansk aktivitet.

Fra september 1992 til maj 1993 studerede Magellan Venus gravitationsfelt. I denne periode udførte han ikke overfladeradar, men udsendte et konstant radiosignal til Jorden. Ved at ændre frekvensen af ​​signalet var det muligt at bestemme de mindste ændringer i enhedens hastighed (den såkaldte Doppler-effekt), hvilket gjorde det muligt at identificere alle funktionerne i planetens gravitationsfelt.

I maj begyndte Magellan sit første eksperiment: den praktiske anvendelse af atmosfærisk bremseteknologi til at afklare tidligere opnåede oplysninger om Venus' gravitationsfelt. For at gøre dette blev dets laveste punkt i kredsløbet sænket lidt, så enheden rørte ved de øvre lag af atmosfæren og ændrede kredsløbsparametrene uden at spilde brændstof. I august løb Magellans kredsløb i højder på 180-540 km, med en omløbstid på 94 minutter. Baseret på resultaterne af alle målinger blev der udarbejdet et "gravitationskort", der dækkede 95% af Venus' overflade.

Til sidst, i september 1994, blev det sidste eksperiment gennemført, hvis formål var at studere de øverste lag af atmosfæren. Enhedens solpaneler blev indsat som vingerne på en vindmølle, og Magellans kredsløb blev reduceret. Dette gjorde det muligt at få information om molekylernes adfærd i de øverste lag af atmosfæren. Den 11. oktober blev kredsløbet sænket for sidste gang, og den 12. oktober, da man kom ind i atmosfærens tætte lag, mistede man kontakten med enheden.

Under sin operation foretog Magellan flere tusinde kredsløb omkring Venus og fotograferede planeten tre gange ved hjælp af sidescanningsradarer.

Fig. 16 Cylindrisk kort over overfladen af ​​planeten Venus, samlet ud fra fotografier af Magellan interplanetariske station. Kredit: NASA/JPL

Efter Magellans flyvning var der en pause i historien om studiet af Venus med rumfartøjer i 11 lange år. Sovjetunionens interplanetariske forskningsprogram blev indskrænket, amerikanerne skiftede til andre planeter, primært til gasgiganterne: Jupiter og Saturn. Og først den 9. november 2005 sendte den europæiske rumfartsorganisation (ESA) en ny generation af rumfartøjer, Venus Express, til Venus, skabt på samme platform som Mars Express, der blev opsendt 2 år tidligere.

Fig.17 Venus Express. Kredit: ESA

5 måneder efter opsendelsen, den 11. april 2006, ankom enheden til planeten Venus, og gik snart ind i en meget langstrakt elliptisk bane og blev dens kunstige satellit. På det fjerneste punkt i kredsløbet fra planetens centrum (apocenter) gik Venus Express til en afstand på 220 tusinde kilometer fra Venus, og på det nærmeste punkt (periapsis) passerede den i en højde af kun 250 kilometer fra planetens overflade.

Efter nogen tid, takket være subtile korrektioner af kredsløbet, blev pericentret af Venus Express sænket endnu lavere, hvilket gjorde det muligt for enheden at trænge ind i de allerøvre lag af atmosfæren, og på grund af aerodynamisk friktion igen og igen, lidt men Sænk helt sikkert højden af ​​apocenteret ved at sænke hastigheden. Som et resultat opnåede parametrene for kredsløbet, der blev cirkumpolær, følgende parametre: højden af ​​apocenteret - 66.000 kilometer, højden af ​​periapsis - 250 kilometer, enhedens omløbsperiode - 24 timer.

Parametrene for Venus Express's cirkumpolære arbejdsbane blev ikke valgt tilfældigt: kredsløbsperioden på 24 timer er praktisk til regelmæssig kommunikation med Jorden: Når enheden nærmer sig planeten, indsamler enheden videnskabelig information og bevæger sig væk fra den, den udfører en 8-timers kommunikationssession, der overfører op til 250 MB information. Et andet vigtigt træk ved banen er dens vinkelret på Venus ækvator, hvorfor enheden har mulighed for at studere planetens polare områder i detaljer.

Når man gik ind i en cirkumpolær bane, skete der et irriterende problem med enheden: PFS-spektrometeret, designet til at studere atmosfærens kemiske sammensætning, fejlede, eller rettere blev slukket. Som det viste sig, var spejlet, der skulle skifte instrumentets "look" fra referencekilden (ombord på sonden) til planeten, fast. Efter en række forsøg på at omgå fejlen, var ingeniører i stand til at dreje spejlet 30 grader, men det var ikke nok til, at enheden kunne fungere, og til sidst måtte den slukkes.

Den 12. april fotograferede apparatet den tidligere ufotograferede sydpol af Venus for første gang. Disse første fotografier, taget af VIRTIS-spektrometeret fra 206.452 kilometer over overfladen, afslørede et mørkt krater, der ligner en lignende formation over planetens nordpol.

Fig. 18 Skyer over overfladen af ​​Venus. Kredit: ESA

Den 24. april tog VMC-kameraet en række billeder af Venus' skydække i det ultraviolette område, hvilket er forbundet med en betydelig - 50 procent - absorption af denne stråling i planetens atmosfære. Efter snapping til et koordinatgitter blev resultatet et mosaikbillede, der dækkede et betydeligt område af skyer. Analyse af dette billede afslørede båndstrukturer med lav kontrast, der var resultatet af stærk vind.

En måned efter ankomsten – den 6. maj kl. 23:49 Moskva-tid (19:49 UTC), bevægede Venus Express sig ind i sin permanente driftsbane med en omløbsperiode på 18 timer.

Den 29. maj gennemførte stationen en infrarød undersøgelse af det sydlige polarområde og opdagede en hvirvel af en meget uventet form: med to "rolige zoner", der er forbundet med hinanden på en kompleks måde. Efter at have studeret billedet mere detaljeret, kom forskerne til den konklusion, at foran dem var 2 forskellige strukturer, der lå i forskellige højder. Hvor stabil denne atmosfæriske formation er, er stadig uklart.

Den 29. juli tog VIRTIS 3 billeder af Venus atmosfære, hvorfra der blev samlet en mosaik, der viser dens komplekse struktur. Billederne blev taget med intervaller på omkring 30 minutter og faldt allerede mærkbart ikke sammen ved grænserne, hvilket indikerer den høje dynamik i Venus atmosfære, der er forbundet med orkanvinde, der blæser med hastigheder på over 100 m/sek.

Et andet spektrometer installeret på Venus Express, SPICAV, fandt ud af, at skyer i Venus atmosfære kan stige til en højde på 90 kilometer i form af tæt tåge og op til 105 kilometer, men i form af en mere gennemsigtig dis. Tidligere har andre rumfartøjer kun registreret skyer op til en højde på 65 kilometer over overfladen.

Derudover opdagede forskerne ved at bruge SOIR-enheden som en del af SPICAV-spektrometeret "tungt" vand i Venus-atmosfæren, som indeholder atomer af den tunge isotop af brint - deuterium. Almindelig vand i planetens atmosfære er nok til at dække hele dens overflade med et 3-centimeter lag.

Forresten, ved at kende procentdelen af ​​"tungt vand" til almindeligt vand, kan du estimere dynamikken i Venus vandbalance i fortiden og nutiden. Baseret på disse data blev det foreslået, at der tidligere kunne have været et hav på flere hundrede meter dybt på planeten.

Et andet vigtigt videnskabeligt instrument installeret på Venus Express, ASPERA-plasmaanalysatoren, registrerede den høje hastighed for udslip af stof fra Venus atmosfære og sporede også banerne for andre partikler, især heliumioner af soloprindelse.

"Venus Express" fortsætter med at fungere den dag i dag, selvom den anslåede varighed af enhedens mission direkte på planeten var 486 jorddage. Men missionen kunne forlænges, hvis stationens ressourcer tillod det, i endnu en lignende periode, hvilket tilsyneladende skete.

I øjeblikket er Rusland allerede ved at udvikle et fundamentalt nyt rumfartøj - den interplanetariske station "Venera-D", designet til en detaljeret undersøgelse af atmosfæren og overfladen af ​​Venus. Det forventes, at stationen vil kunne fungere på planetens overflade i 30 dage, muligvis mere.

På den anden side af havet - i USA begyndte Global Aerospace Corporation på opfordring fra NASA også for nylig at udvikle et projekt til at udforske Venus ved hjælp af en ballon, den såkaldte. "Directed Aerial Research Robot" eller DARE.

Det antages, at DARE-ballonen med en diameter på 10 m vil krydse i planetens skylag i en højde af 55 km. Højden og retningen af ​​DAREs flyvning vil blive styret af et stratofly, der ligner et lille fly.

På et kabel under ballonen vil der være en gondol med fjernsynskameraer og flere dusin små sonder, der vil blive tabt til overfladen i områder af interesse for observation og undersøgelse af den kemiske sammensætning af en lang række geologiske strukturer på planetens overflade . Disse områder vil blive udvalgt ud fra en detaljeret undersøgelse af området.

Varigheden af ​​ballonmissionen er fra seks måneder til et år.

Orbital bevægelse og rotation af Venus

Fig. 19 Afstand fra jordplaneterne til Solen. Kredit: Lunar and Planetary Institute

Rundt om Solen bevæger planeten Venus sig i en tæt på cirkulær bane, skrånende til ekliptikplanet i en vinkel på 3°23"39". Venusbanens excentricitet er den mindste i solsystemet og er kun 0,0068. Derfor forbliver afstanden fra planeten til Solen altid nogenlunde den samme, svarende til 108,21 millioner km.Men afstanden mellem Venus og Jorden varierer, og inden for vide grænser: fra 38 til 258 millioner km.

I sin bane, der ligger mellem Merkurs og Jordens kredsløb, bevæger planeten Venus sig med en gennemsnitshastighed på 34,99 km/sek. og en siderisk periode svarende til 224,7 jorddage.

Venus roterer meget langsommere omkring sin akse end i kredsløb: Jorden formår at rotere 243 gange, og Venus kun 1. Det vil sige. Perioden for dens rotation omkring sin akse er 243.0183 jorddage.

Desuden sker denne rotation ikke fra vest til øst, som alle andre planeter undtagen Uranus, men fra øst til vest.

Den omvendte rotation af planeten Venus fører til, at dagen på den varer 58 jorddage, natten varer lige meget, og længden af ​​den venusiske dag er 116,8 jorddage, så i løbet af det venusiske år kan du kun se 2 solopgange og 2 solnedgange, og solopgangen vil forekomme i vest, og solnedgang vil forekomme i øst.

Rotationshastigheden af ​​det faste legeme af Venus kan kun bestemmes pålideligt af radar, på grund af det kontinuerlige skydække, der skjuler dets overflade for observatøren. Den første radarreflektion fra Venus blev modtaget i 1957, og først blev der sendt radioimpulser til Venus for at måle afstanden for at klarlægge den astronomiske enhed.

I 80'erne begyndte USA og USSR at studere sløringen af ​​den reflekterede puls i frekvens ("spektrum af den reflekterede puls") og forsinkelsen i tid. Sløringen i frekvensen forklares af planetens rotation (Doppler-effekt), forsinkelsen i tid skyldes forskellige afstande til midten og kanterne af skiven. Disse undersøgelser blev primært udført på UHF-radiobølger.

Ud over det faktum, at Venus rotation er omvendt, har den en anden meget interessant funktion. Vinkelhastigheden af ​​denne rotation (2,99 10 -7 rad/sek.) er netop sådan, at Venus under den underordnede konjunktion vender mod Jorden med den samme side hele tiden. Årsagerne til en sådan sammenhæng mellem Venus' rotation og Jordens kredsløb er endnu ikke klarlagt...

Og endelig, lad os sige, at hældningen af ​​Venus ækvatorialplan til planet for dens bane ikke overstiger 3°, hvorfor sæsonændringer på planeten er ubetydelige, og der er ingen årstider overhovedet.

Planeten Venus' indre struktur

Venus' gennemsnitlige tæthed er en af ​​de højeste i solsystemet: 5,24 g/cm 3 , hvilket kun er 0,27 g mindre end Jordens tæthed. Masserne og volumen af ​​begge planeter er også meget ens, med den forskel, at for Jorden er disse parametre lidt større: masse 1,2 gange, volumen 1,15 gange.

Fig.20 Planeten Venus' indre struktur. Kredit: NASA

Baseret på de betragtede parametre for begge planeter kan vi konkludere, at deres indre struktur er ens. Og sandelig: Venus består ligesom Jorden af ​​3 lag: skorpen, kappen og kernen.

Det øverste lag er den venusiske skorpe, cirka 16 km tyk. Skorpen består af basalter med en lav densitet - omkring 2,7 g/cm 3, og dannet som følge af udstrømningen af ​​lava på planetens overflade. Det er formentlig derfor, at den venusiske skorpe har en relativt lille geologisk alder – omkring 500 millioner år. Ifølge nogle videnskabsmænd sker processen med udstrømning af lavastrømme på overfladen af ​​Venus med en vis periodicitet: for det første opvarmes stoffet i kappen på grund af nedbrydning af radioaktive elementer: konvektivstrømme eller faner knækker planetens skorpe , der danner unikke overfladetræk - tesserae. Efter at have nået en vis temperatur kommer lavastrømme til overfladen og dækker næsten hele planeten med et lag basalt. Basaltudgydelser forekom gentagne gange, og i perioder med ro i vulkansk aktivitet blev lavasletterne strakt på grund af afkøling, og derefter blev der dannet bælter af venusiske sprækker og højdedrag. For omkring 500 millioner år siden syntes processer i Venus' øvre kappe at være faldet til ro, muligvis på grund af udtømning af indre varme.

Under planetskorpen ligger et andet lag, kappen, som strækker sig til en dybde på omkring 3.300 km til grænsen til jernkernen. Tilsyneladende består Venus kappe af to lag: en fast nedre kappe og en delvist smeltet øvre kappe.

Venus kerne, hvis masse er omkring en fjerdedel af planetens samlede masse, og hvis tæthed er 14 g/cm 3, er fast eller delvist smeltet. Denne antagelse blev lavet på grundlag af at studere planetens magnetfelt, som simpelthen ikke eksisterer. Og da der ikke er noget magnetfelt, betyder det, at der ikke er nogen kilde, der genererer dette magnetfelt, dvs. i jernkernen er der ingen bevægelse af ladede partikler (konvektive strømninger), derfor er der ingen bevægelse af stof i kernen. Det er sandt, at magnetfeltet muligvis ikke genereres på grund af planetens langsomme rotation...

Overfladen af ​​planeten Venus

Planeten Venus' form er tæt på sfærisk. Mere præcist kan det repræsenteres af en triaksial ellipsoide, hvis polære kompression er to størrelsesordener mindre end Jordens.

I ækvatorialplanet er Venus-ellipsoidens halvakser 6052,02±0,1 km og 6050,99±0,14 km. Den polære halvakse er 6051,54±0,1 km. Ved at kende disse dimensioner kan vi beregne overfladearealet af Venus - 460 millioner km 2.

Fig. 21 Sammenligning af solsystemets planeter. Kredit: hjemmeside

Data om størrelsen af ​​det faste legeme af Venus blev opnået ved hjælp af radiointerferensmetoder og forfinet ved hjælp af radiohøjde- og banemålinger, da planeten kom inden for rumfartøjets rækkevidde.

Fig.22 Estla-regionen på Venus. En høj vulkan er synlig i det fjerne. Kredit: NASA/JPL

Det meste af Venus' overflade er besat af sletter (op til 85% af planetens samlede areal), blandt hvilke glatte, let komplicerede af et netværk af smalle snoede, let skrånende højdedrag, basaltsletter dominerer. Et meget mindre område end glatte er optaget af fligede eller bakkede sletter (op til 10% af Venus overflade). Typisk for dem er tungelignende fremspring, som klinger, der varierer i radiolysstyrke, hvilket kan tolkes som omfattende lava-dække af lavviskositetsbasalter, samt talrige kegler og kupler med en diameter på 5-10 km, nogle gange med kratere på toppene. Der er også områder med sletter på Venus, der er tæt dækket af revner eller praktisk talt ikke forstyrret af tektoniske deformationer.

Fig.23 Ishtar-øgruppen. Kredit: NASA/JPL/USGS

Ud over sletterne er der opdaget tre store forhøjede områder på overfladen af ​​Venus, som får navnene på jordiske kærlighedsgudinder.

Et sådant område er Ishtar-øgruppen, et stort bjergområde på den nordlige halvkugle, der i størrelse kan sammenlignes med Australien. I midten af ​​øgruppen ligger Lakshmi-plateauet af vulkansk oprindelse, som er dobbelt så stort som Tibet på Jorden. Fra vest er plateauet begrænset af Akny-bjergene, fra nordvest af Freya-bjergene, op til 7 km høje, og fra syd af de foldede Danu-bjerge og Vesta- og Ut-afsatserne med et samlet fald på op til 3 km eller mere. Den østlige del af plateauet "styrter ned" i Venus' højeste bjergsystem - Maxwell-bjergene, opkaldt efter den engelske fysiker James Maxwell. Den centrale del af bjergkæden stiger til 7 km, og individuelle bjergtoppe, der ligger nær den primære meridian (63° N og 2,5° E) stiger til højder på 10,81-11,6 km, 15 km højere end den dybe venusiske rende, som ligger nær ækvator.

Et andet højtliggende område er Afrodite-øgruppen, der strækker sig langs Venus ækvator, og er endnu større i størrelse: 41 millioner km 2, selvom højderne her er lavere.

Dette enorme territorium, der ligger i Venus-ækvatorialregionen og strækker sig over 18 tusinde km, dækker længdegrader fra 60° til 210°. Den strækker sig fra 10° N breddegrad. op til 45° S mere end 5 tusinde km, og dens østlige ende - Atly-regionen - strækker sig til 30° N. breddegrad.

Den tredje forhøjede region af Venus er landet Lada, som ligger på planetens sydlige halvkugle og overfor Ishtar-øgruppen. Dette er et ret fladt område, hvis gennemsnitlige overfladehøjde er tæt på 1 km, og maksimum (godt 3 km) nås ved kronen af ​​Quetzalpetlatl med en diameter på 780 km.

Fig. 24 Tessera Ba "het. Kredit: NASA/JPL

Ud over disse forhøjede områder, på grund af deres størrelse og højder, kaldet "lande", skiller andre, mindre omfattende områder sig ud på overfladen af ​​Venus. Som f.eks. tesserae (fra græsk - fliser), som er bakker eller højland, der varierer i størrelse fra hundreder til tusinder af kilometer, hvis overflade krydses i forskellige retninger af systemer af trinformede kamme og skyttegrave, der adskiller dem, ved sværme af tektoniske forkastninger.

Kamme eller højdedrag inden for tesserae kan være lineære og forlængede: op til mange hundrede kilometer. Og de kan være skarpe eller omvendt afrundede, nogle gange med en flad topflade, begrænset af lodrette afsatser, som ligner en kombination af båndgreb og horst under terrestriske forhold. Ofte ligner kammene en rynket film af frossen gelé eller reblavaer fra basalterne på Hawaii-øerne. Kamme kan blive op til 2 km høje, og afsatser kan blive op til 1 km høje.

Skyttegrave, der adskiller højdedragene, strækker sig langt ud over højlandet og strækker sig tusindvis af kilometer over de store venusiske sletter. De ligner i topografi og morfologi Jordens riftzoner og ser ud til at være af samme natur.

Dannelsen af ​​selve tessærerne er forbundet med gentagne tektoniske bevægelser af de øvre lag af Venus, ledsaget af kompression, strækning, opdeling, opløftning og sænkning af forskellige dele af overfladen.

Disse, må det siges, er de ældste geologiske formationer på planetens overflade, hvorfor de fik passende navne: til ære for gudinder forbundet med tid og skæbne. Således kaldes et stort højland, der strækker sig over 3.000 km nær Nordpolen, for Fortune-tesseraen; syd for det ligger Laimas tessera, opkaldt efter den lettiske gudinde for lykke og skæbne.

Sammen med landområder eller kontinenter optager tessærerne godt 8,3 % af planetens territorium, dvs. præcis 10 gange mindre i areal end sletterne, og er måske grundlaget for et betydeligt, hvis ikke hele, sletternes territorium. De resterende 12% af Venus territorium er besat af 10 typer relief: kroner, tektoniske forkastninger og kløfter, vulkanske kupler, "arachnoider", mystiske kanaler (furer, linjer), højdedrag, kratere, paterae, kratere med mørke parabler, bakker. Lad os se på hvert af disse reliefelementer mere detaljeret.

Fig.25 Kronen er en unik reliefdetalje på Venus. Kredit: NASA/JPL

Kronerne, som er på niveau med tessærerne, unikke detaljer i relieffet af Venus overflade, er store vulkanske fordybninger af oval eller rund form med en hævet central del, omgivet af skakter, kamme og fordybninger. Den centrale del af kronerne er optaget af et stort mellembjergplateau, hvorfra bjergkæder strækker sig i ringe, ofte hæver sig over den centrale del af plateauet. Kronernes ringramme er normalt ufuldstændig.

Ifølge resultaterne af forskning fra rumfartøjer blev flere hundrede Ventsov opdaget på planeten Venus. Kronerne adskiller sig indbyrdes i størrelse (fra 100 til 1000 km), og i alder af klipperne, der udgør dem.

Kronerne blev tilsyneladende dannet som et resultat af aktive konvektive strømme i Venus kappe. Omkring mange af kronerne iagttages størknede lavastrømme, der divergerer til siderne i form af brede tunger med en skåret yderkant. Tilsyneladende var det kronerne, der kunne tjene som de vigtigste kilder, hvorigennem smeltet stof fra det indre kom til planetens overflade og størknede til at danne store flade områder, der optager op til 80% af Venus' territorium. Disse rigelige kilder til smeltede sten er opkaldt efter gudinder for frugtbarhed, høst og blomster.

Nogle videnskabsmænd mener, at kronerne er forudgået af en anden specifik form for venusisk relief - arachnoider. Arachnoider, som har fået deres navn på grund af deres ydre lighed med edderkopper, er formet som kroner, men er mindre i størrelse. De lyse linjer, der strækker sig over mange kilometer fra deres centre, kan svare til overfladebrud, der blev skabt, da magma brød ud fra planetens indre. I alt kendes omkring 250 arachnoider.

Ud over tesserae, kroner og arachnoider er dannelsen af ​​tektoniske forkastninger eller skyttegrave forbundet med endogene (interne) processer. Tektoniske forkastninger er ofte grupperet i udvidede (op til tusindvis af kilometer) bælter, meget udbredt på Venus' overflade og kan forbindes med andre strukturelle former for relief, for eksempel med kløfter, som i deres struktur minder om jordbaserede kontinentalspalter. I nogle tilfælde observeres et næsten ortogonalt (rektangulært) mønster af gensidigt skærende revner.

Fig.27 Mount Maat. Kredit: JPL

Vulkaner er også meget udbredte på overfladen af ​​Venus: der er tusindvis af dem. Desuden når nogle af dem enorme størrelser: op til 6 km i højden og 500 km i bredden. Men de fleste af vulkanerne er meget mindre: kun 2-3 km på tværs og 100 m i højden. Langt de fleste venusiske vulkaner er uddøde, men nogle er muligvis stadig i udbrud i dag. Den mest oplagte kandidat til en aktiv vulkan er Mount Maat.

På en række steder på overfladen af ​​Venus blev mystiske riller og linjer i længden fra hundreder til flere tusinde kilometer og bredder fra 2 til 15 km opdaget. Udadtil ligner de floddale og har de samme træk: bugtende bugtninger, divergens og konvergens af individuelle "kanaler" og i sjældne tilfælde noget, der ligner et delta.

Den længste kanal på planeten Venus er Baltisdalen, omkring 7000 km lang med en meget ensartet (2-3 km) bredde.

I øvrigt blev den nordlige del af Baltis-dalen opdaget på billederne af satellitterne Venera 15 og Venera 16, men opløsningen af ​​billederne på det tidspunkt var ikke høj nok til at skelne detaljerne i denne formation, og den blev kortlagt som en udvidet revne af ukendt oprindelse.

Fig. 28 Kanaler på Venus i Ladas land. Kredit: NASA/JPL

Oprindelsen af ​​de venusiske dale eller kanaler forbliver et mysterium, primært fordi videnskabsmænd ikke kender til en væske, der er i stand til at skære gennem overfladen over sådanne afstande. Beregninger foretaget af videnskabsmænd viste, at basaltiske lavaer, hvis udbrud er udbredt over hele planetens overflade, ikke ville have nok varmereserver til at flyde uafbrudt og, ved at smelte basaltsletternes substans, skære kanaler i dem for tusinder af kilometer. Når alt kommer til alt er lignende kanaler kendt, for eksempel på Månen, selvom deres længde kun er snesevis af kilometer.

Derfor er det sandsynligt, at væsken, der skar gennem Venus' basaltiske sletter i hundreder og tusinder af kilometer, kunne have været overophedede komatiit-lavaer eller endnu mere eksotiske væsker som smeltede karbonater eller smeltet svovl. Oprindelsen af ​​Venus-dalene er ukendt indtil slutningen...

Ud over dale, som er negative former for relief, er positive former for relief også almindelige på Venus-sletten – højdedrag, også kendt som en af ​​komponenterne i det specifikke relief af tessærer. Kamme er ofte formet til udvidede (op til 2000 km eller mere) bælter på et par hundrede kilometer brede. Bredden af ​​en individuel højderyg er meget mindre: sjældent op til 10 km, og på sletterne er den reduceret til 1 km. Højderne på højderyggene varierer fra 1,0-1,5 til 2 km, og afsatserne, der begrænser dem, er op til 1 km. Lette snoede kamme på baggrund af et mørkere radiobillede af sletterne repræsenterer det mest karakteristiske mønster på Venus overflade og optager ~70% af dens areal.

Sådanne træk ved overfladen af ​​Venus som bakker er meget lig kamme, med den forskel, at deres størrelser er mindre.

Alle de ovenfor beskrevne former (eller typer) af overfladerelief af Venus skylder deres oprindelse til planetens indre energi. Der er kun tre typer relief på Venus, hvis oprindelse er forårsaget af ydre årsager: kratere, paterae og kratere med mørke parabler.

I modsætning til mange andre kroppe i solsystemet: terrestriske planeter, asteroider, er relativt få meteoritnedslagskratere blevet opdaget på Venus, som er forbundet med aktiv tektonisk aktivitet, som ophørte for 300-500 millioner år siden. Vulkanaktiviteten forløb meget hurtigt, da antallet af kratere i ældre og yngre områder ellers ville have været markant forskellige, og deres fordeling over området ville ikke have været tilfældig.

I alt er der til dato blevet opdaget 967 kratere på overfladen af ​​Venus med en diameter fra 2 til 275 km (ved Mead-krateret). Kratere er konventionelt opdelt i store (over 30 km) og små (mindre end 30 km), som udgør 80 % af det samlede antal af alle kratere.

Tætheden af ​​nedslagskratere på Venus overflade er meget lav: omkring 200 gange mindre end på Månen og 100 gange mindre end på Mars, hvilket svarer til kun 2 kratere pr. 1 million km 2 af Venus overflade.

Ved at se på billeder af planetens overflade taget af Magellan-rumfartøjet, var forskerne i stand til at se nogle aspekter af dannelsen af ​​nedslagskratere under Venus-forholdene. Rundt om kratrene blev lysstråler og ringe opdaget - sten slynget ud under eksplosionen. I mange kratere er en del af emissionerne et flydende stof, der danner omfattende vandløb på ti kilometer lange, normalt rettet i én retning fra krateret. Indtil videre har forskerne endnu ikke fundet ud af, hvilken slags væske det er: en overophedet stødsmelte eller en suspension af fin-klastisk fast stof og smeltedråber suspenderet i atmosfæren nær overfladen.

Adskillige venusiske kratere er oversvømmet med lava fra de tilstødende sletter, men langt de fleste af dem har et meget tydeligt udseende, hvilket indikerer en svag intensitet af processer med erosion af materiale på overfladen af ​​Venus.

Bunden af ​​de fleste kratere på Venus er mørk, hvilket indikerer en glat overflade.

En anden almindelig type terræn er kratere med mørke paraboler, og hovedområdet er optaget af mørke (i radiobilleder) parabler, hvis samlede areal er næsten 6% af hele Venus' overflade. Farven på parablerne skyldes, at de er sammensat af et dæksel af op til 1-2 m tykt fint-klastisk materiale, dannet på grund af emissioner fra nedslagskratere. Det er også muligt, at dette materiale blev forarbejdet af eoliske processer, som herskede i en række regioner af Venus, hvilket efterlod mange kilometer stribelignende eolisk relief.

Patera ligner kratere og kratere med mørke parabler - kratere med uregelmæssig form eller komplekse kratere med spidse kanter.

Alle ovenstående data blev indsamlet, da planeten Venus var inden for rækkevidde af rumfartøjer (sovjetiske, Venus-serien og amerikanske, Mariner- og Pioneer-Venus-serien).

I oktober 1975 foretog Venera-9 og Venera-10 nedstigningskøretøjer en blød landing på planetens overflade og sendte billeder af landingsstedet til Jorden. Disse var verdens første fotografier transmitteret fra overfladen af ​​en anden planet. Billedet blev opnået i synlige stråler ved hjælp af et telefotometer - et system, hvis funktionsprincip minder om mekanisk fjernsyn.

Ud over at fotografere overfladen målte sonderne Venera-8, Venera-9 og Venera-10 tætheden af ​​overfladebjergarter og indholdet af naturlige radioaktive grundstoffer i dem.

På landingsstederne for Venera-9 og Venera-10 var tætheden af ​​overfladebjergarter tæt på 2,8 g/cm 3, og ud fra niveauet af radioaktive grundstoffer kan det konkluderes, at disse sten i sammensætning er tæt på basalter - de mest udbredte magmatiske bjergarter i jordskorpen...

I 1978 blev det amerikanske Pioneer-Venus-apparat lanceret, hvis resultat var et topografisk kort oprettet på grundlag af radarundersøgelser.

Endelig, i 1983, gik rumfartøjerne Venera 15 og Venera 16 i kredsløb om Venus. Ved hjælp af radar byggede de et kort over planetens nordlige halvkugle til 30° parallel i en skala på 1:5.000.000 og opdagede for første gang så unikke træk ved Venus overflade som tesserae og koronaer.

Endnu mere detaljerede kort over hele overfladen med detaljer på op til 120 m blev opnået i 1990 af Magellan-skibet. Ved hjælp af computere blev radarinformation omdannet til fotografilignende billeder, der viser vulkaner, bjerge og andre landskabstræk.

Fig. 30 Topografisk kort over Venus, samlet ud fra billeder fra Magellan interplanetariske station. Kredit: NASA

Ifølge beslutningen fra Den Internationale Astronomiske Union indeholder Venus-kortet kun kvindelige navne, da Venus selv, den eneste planet, bærer et kvindenavn. Der er kun 3 undtagelser fra denne regel: Maxwell Mountains, Alpha og Beta regioner.

Navne til detaljerne i dets relief, som er taget fra mytologierne fra forskellige folkeslag i verden, tildeles i overensstemmelse med den etablerede procedure. Sådan her:

Bakkerne er opkaldt efter gudinder, Titanides og kæmpeinder. For eksempel regionen Ulfrun, opkaldt efter en af ​​de ni kæmpekvinder i skandinaviske myter.

Lavlandet er myternes heltinder. Det dybeste lavland i Atalanta, der ligger på Venus' nordlige breddegrader, er opkaldt efter en af ​​disse heltinder fra den antikke græske mytologi.

Furerne og linjerne er opkaldt efter kvindelige krigermytologiske karakterer.

Kroner til ære for gudinderne for frugtbarhed og landbrug. Selvom den mest berømte af dem er Pavlovas krone med en diameter på omkring 350 km, opkaldt efter den russiske ballerina.

Kammene er opkaldt efter himlens gudinder, kvindelige mytologiske karakterer forbundet med himlen og lyset. Så langs en af ​​sletterne strakte sig Heksens højdedrag. Og Beregini-sletten krydses fra nordvest til sydøst af Hera-ryggene.

Landene og plateauerne er opkaldt efter kærlighedens og skønhedens gudinder. Således kaldes et af Venus' kontinenter (landene) Ishtars land og er en højbjergrig region med et stort Lakshmi-plateau af vulkansk oprindelse.

Kløfterne på Venus er opkaldt efter mytologiske figurer forbundet med skoven, jagten eller Månen (svarende til den romerske Artemis).

Det bjergrige terræn på planetens nordlige halvkugle krydses af den lange Baba Yaga-kløft. Inden for Beta- og Phoebe-regionerne skiller Devana Canyon sig ud. Og fra regionen Themis til Afrodites land strækker det største venusiske stenbrud, Parnge, sig mere end 10 tusinde km.

Store kratere er opkaldt efter navnene på berømte kvinder. Små kratere har bare almindelige kvindenavne. Således kan man på højbjerget Lakshmi-plateauet finde små kratere Berta, Lyudmila og Tamara, der ligger syd for Freya-bjergene og øst for det store Osipenko-krater. Ved siden af ​​Nefertitis krone ligger Potanin-krateret, opkaldt efter den russiske opdagelsesrejsende i Centralasien, og ved siden af ​​er Voynich-krateret (den engelske forfatter, forfatter til romanen "The Gadfly"). Og det største krater på planeten blev opkaldt efter den amerikanske etnograf og antropolog Margaret Mead.

Patera navngives efter samme princip som store kratere, dvs. ved navne på kendte kvinder. Eksempel: Fader Salfo.

Sletterne er opkaldt efter heltinder fra forskellige myter. For eksempel sletterne i Snow Maiden og Baba Yaga. Louhi-sletten strækker sig rundt om Nordpolen - Nordens elskerinde i karelske og finske myter.

Tessera er navngivet til ære for gudinderne for skæbne, lykke og held og lykke. For eksempel kaldes den største blandt Venus tesseraer Tellurium tessera.

Afsatserne er til ære for ildstedets gudinder: Vesta, Ut osv.

Det skal siges, at planeten fører i antallet af navngivne dele blandt alle planetariske legemer. Venus har den største variation af navne i henhold til deres oprindelse. Her er navne fra myterne om 192 forskellige nationaliteter og etniske grupper fra alle verdens kontinenter. Desuden er navnene spredt over hele planeten uden dannelse af "nationale regioner".

Og som afslutning på beskrivelsen af ​​Venus' overflade præsenterer vi en kort struktur af det moderne kort over planeten.

Tilbage i midten af ​​60'erne blev prime meridianen (svarende til den terrestriske Greenwich) på kortet over Venus taget for at være en meridian, der passerede gennem midten af ​​et lyst (på radarbilleder) afrundet område 2 tusinde km på tværs, beliggende i planetens sydlige halvkugle og kaldet Alpha-regionen efter dets begyndelsesbogstav i det græske alfabet. Senere, da opløsningen af ​​disse billeder steg, blev positionen af ​​prime meridianen forskudt med omkring 400 km, så den passerede gennem et lille lyspunkt i midten af ​​en stor ringstruktur med en diameter på 330 km kaldet Eva. Efter oprettelsen af ​​de første omfattende kort over Venus i 1984, blev det opdaget, at der var et lille krater med en diameter på 28 km placeret nøjagtigt på den primære meridian, på den nordlige halvkugle af planeten. Krateret fik navnet Ariadne efter heltinden fra den græske myte og var meget mere praktisk som referencepunkt.

Den primære meridian deler sammen med 180° meridianen Venus' overflade i 2 halvkugler: østlig og vestlig.

Venus atmosfære. Fysiske forhold på planeten Venus

Over Venus' livløse overflade ligger en unik atmosfære, den tætteste i solsystemet, opdaget i 1761 af M.V. Lomonosov, der observerede planetens passage hen over Solens skive.

Fig.31 Venus dækket af skyer. Kredit: NASA

Venus atmosfære er så tæt, at det er absolut umuligt at se nogen detaljer på planetens overflade gennem den. Derfor troede mange forskere i lang tid, at forholdene på Venus var tæt på dem på Jorden i karbonperioden, og derfor levede lignende fauna der. Undersøgelser udført ved hjælp af nedstigningskøretøjer fra interplanetariske stationer har imidlertid vist, at klimaet på Venus og klimaet på Jorden er to store forskelle, og der er intet til fælles mellem dem. Så hvis temperaturen på det nederste luftlag på Jorden sjældent overstiger +57 °C, så når temperaturen på overfladelaget af luft på Venus 480 °C, og dets daglige udsving er ubetydelige.

Der observeres også betydelige forskelle i sammensætningen af ​​atmosfærerne på de to planeter. Hvis den dominerende gas i Jordens atmosfære er nitrogen, med et tilstrækkeligt indhold af ilt, et ubetydeligt indhold af kuldioxid og andre gasser, så er situationen i Venus atmosfære præcis den modsatte. Den overvejende del af atmosfæren er kuldioxid (~97%) og nitrogen (ca. 3%), med små tilsætninger af vanddamp (0,05%), oxygen (tusinddele af en procent), argon, neon, helium og krypton. I meget små mængder er der også urenheder SO, SO 2, H 2 S, CO, HCl, HF, CH 4, NH 3.

Trykket og tætheden af ​​atmosfærerne på begge planeter er også meget forskellige. For eksempel er det atmosfæriske tryk på Venus omkring 93 atmosfærer (93 gange mere end på Jorden), og densiteten af ​​den venusiske atmosfære er næsten to størrelsesordener højere end tætheden af ​​Jordens atmosfære og kun 10 gange mindre end tætheden af vand. En så høj tæthed kan ikke andet end at påvirke atmosfærens samlede masse, som er cirka 93 gange massen af ​​Jordens atmosfære.

Som mange astronomer nu tror; høj overfladetemperatur, højt atmosfærisk tryk og højt relativ kuldioxidindhold er faktorer, der tilsyneladende er relateret til hinanden. Høj temperatur fremmer omdannelsen af ​​karbonatsten til silikatsten med frigivelse af CO 2. På Jorden binder CO 2 og går over i sedimentære bjergarter som følge af biosfærens påvirkning, som er fraværende på Venus. På den anden side bidrager et højt indhold af CO 2 til opvarmningen af ​​den venusiske overflade og lavere lag af atmosfæren, som blev etableret af den amerikanske videnskabsmand Carl Sagan.

Faktisk er gasskallen på planeten Venus et kæmpe drivhus. Den er i stand til at transmittere solvarme, men slipper den ikke ud og absorberer samtidig selve planetens stråling. Absorberne er kuldioxid og vanddamp. Drivhuseffekten opstår også i atmosfæren på andre planeter. Men hvis den i Mars atmosfære hæver gennemsnitstemperaturen ved overfladen med 9°, i Jordens atmosfære - med 35°, så når denne effekt i Venus atmosfære 400 grader!

Nogle forskere mener, at Venus atmosfære for 4 milliarder år siden var mere som Jordens atmosfære med flydende vand på overfladen, og det var fordampningen af ​​dette vand, der forårsagede den ukontrollerede drivhuseffekt, som stadig observeres i dag. .

Venus atmosfære består af flere lag, der adskiller sig meget i tæthed, temperatur og tryk: troposfæren, mesosfæren, termosfæren og exosfæren.

Troposfæren er det laveste og tætteste lag af den venusiske atmosfære. Den indeholder 99 % af massen af ​​hele Venus atmosfære, hvoraf 90 % er op til en højde på 28 km.

Temperatur og tryk i troposfæren falder med højden og når værdier på +20° +37°C og et tryk på kun 1 atmosfære i højder tæt på 50-54 km. Under sådanne forhold kan vand eksistere i flydende form (i form af bittesmå dråber), som sammen med optimal temperatur og tryk, svarende til dem nær Jordens overflade, skaber gunstige betingelser for liv.

Troposfærens øvre grænse ligger i en højde af 65 km. over planetens overflade, adskilt fra det underliggende lag - mesosfæren - af tropopausen. Her hersker orkanvinde med hastigheder på 150 m/s og højere, mod 1 m/s ved overfladen.

Vinde i Venus atmosfære skabes ved konvektion: varm luft over ækvator stiger og spreder sig mod polerne. Denne globale rotation kaldes Hadley-rotationen.

Fig.32 Polar hvirvel nær Venus' sydpol. Kredit: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA/Univ. af Oxford

På breddegrader tæt på 60° stopper Hadleys rotation: varm luft falder ned og begynder at bevæge sig tilbage mod ækvator, hvilket også lettes af den høje koncentration af kulilte på disse steder. Atmosfærens rotation stopper dog ikke selv nord for den 60. breddegrad: de såkaldte hersker her. "polarkraver". De er kendetegnet ved lave temperaturer og høje skypositioner (op til 72 km).

Deres eksistens er en konsekvens af en kraftig stigning i luften, som følge af hvilken adiabatisk afkøling observeres.

Rundt om planetens poler, indrammet af "polarkraver", er der polære hvirvler af gigantiske proportioner, fire gange større end deres terrestriske modstykker. Hver hvirvel har to øjne - rotationscentre, som kaldes polære dipoler. Hvirvlerne roterer med en periode på omkring 3 dage i retning af atmosfærens generelle rotation, med vindhastigheder fra 35-50 m/s nær deres yderkanter til nul ved polerne.

Polarhvirvler, som astronomer nu mener, er anticykloner med nedadgående luftstrømme i midten og kraftigt stigende nær polarkraverne. Strukturer, der ligner Venus' polære hvirvler på Jorden, er vinterpolære anticykloner, især den, der dannes over Antarktis.

Venus mesosfære strækker sig i højder fra 65 til 120 km og kan opdeles i 2 lag: det første ligger i en højde af 62-73 km, har en konstant temperatur og er skyernes øvre grænse; den anden er i en højde mellem 73-95 km, temperaturen falder her med højden og når et minimum på -108°C ved den øvre grænse. Over 95 km over Venus overflade begynder mesopausen - grænsen mellem mesosfæren og den overliggende termosfære. Inden for mesopausen stiger temperaturen med højden og når +27° +127°C på dagsiden af ​​Venus. På Venus' natside, inden for mesopausen, sker der en betydelig afkøling, og temperaturen falder til -173°C. Denne region, den koldeste på Venus, kaldes nogle gange endda kryosfæren.

I højder over 120 km ligger termosfæren, som strækker sig til en højde på 220-350 km, til grænsen til exosfæren - det område, hvor lette gasser forlader atmosfæren og hovedsageligt kun er brint til stede. Exosfæren slutter, og sammen med den atmosfæren i en højde af ~5500 km, hvor temperaturen når 600-800 K.

Inden for Venus meso- og termosfære, såvel som i den nedre troposfære, roterer luftmassen. Ganske vist sker bevægelsen af ​​luftmassen ikke i retningen fra ækvator til polerne, men i retningen fra dagsiden af ​​Venus til natsiden. På dagsiden af ​​planeten er der en kraftig stigning af varm luft, som spreder sig i højder af 90-150 km og bevæger sig til planetens natside, hvor den opvarmede luft falder kraftigt, hvilket resulterer i adiabatisk opvarmning af luften. Temperaturen i dette lag er kun -43°C, hvilket er hele 130° højere end generelt på natsiden af ​​mesosfæren.

Data om egenskaberne og sammensætningen af ​​den venusiske atmosfære blev opnået af "Venus"-serien af ​​satellitter med serienumrene 4, 5 og 6. "Venus 9 og 10" tydeliggjorde indholdet af vanddamp i atmosfærens dybe lag og fandt ud af, at maksimal vanddamp er indeholdt i højder af 50 km , hvor den er hundrede gange større end en fast overflades, og andelen af ​​damp er tæt på en procent.

Ud over at studere atmosfærens sammensætning målte de interplanetariske stationer "Venera-4, 7, 8, 9, 10" tryk, temperatur og tæthed i de nederste lag af Venus atmosfære. Som et resultat blev det fundet, at temperaturen på overfladen af ​​Venus er omkring 750°K (480ºC), og trykket er tæt på 100 atm.

Landerne Venera 9 og Venera 10 indhentede også information om skylagets struktur. Således er der i højder fra 70 til 105 km tynd stratosfærisk dis. Nedenunder, i en højde af 50 til 65 km (sjældent op til 90 km), er det tætteste lag af skyer, som i sine optiske egenskaber er tættere på tynd tåge end på skyer i ordets jordiske forstand. Sigtbarheden her når flere kilometer.

Under hovedskylaget - i højder fra 50 til 35 km, falder tætheden flere gange, og atmosfæren dæmper solstråling hovedsageligt på grund af Rayleigh-spredning i CO 2.

Undersky-disen dukker kun op om natten og breder sig ned til et niveau på 37 km - ved midnat og op til 30 km - ved daggry. Ved middagstid forsvinder disen.

Fig.33 Lyn i Venus atmosfære. Kredit: ESA

Farven på Venus skyer er orange-gul på grund af det betydelige indhold af CO 2 i planetens atmosfære, hvoraf store molekyler spreder netop denne del af sollyset, og sammensætningen af ​​selve skyerne, bestående af 75 -80 procent svovlsyre (muligvis endda fluorsvovlsyre) med urenheder af salt- og flussyre. Sammensætningen af ​​Venus skyer blev opdaget i 1972 af amerikanske forskere Louise og Andrew Young, samt Godfrey Sill, uafhængigt af hinanden.

Undersøgelser har vist, at syren i Venusskyer er dannet kemisk af svovldioxid (SO 2), hvis kilder kan være svovlholdige overfladesten (pyrit) og vulkanudbrud. Vulkaner manifesterer sig også på en anden måde: deres udbrud genererer kraftige elektriske udladninger - ægte tordenvejr i Venus atmosfære, som gentagne gange er blevet optaget af instrumenter fra Venus-seriens stationer. Desuden er tordenvejr på planeten Venus meget stærke: lynet rammer 2 størrelsesordener oftere end i jordens atmosfære. Dette fænomen kaldes "Venus' elektriske drage."

Skyer er meget lyse og reflekterer 76 % af lyset (dette kan sammenlignes med reflektionsevnen af ​​cumulusskyer i atmosfæren og de polære iskapper på jordens overflade). Med andre ord reflekteres mere end tre fjerdedele af solstrålingen af ​​skyer og kun mindre end en fjerdedel passerer ned.

Skytemperatur - fra +10° til -40°С.

Skylaget bevæger sig hurtigt fra øst til vest og foretager en omdrejning rundt om planeten på 4 jorddage (ifølge Mariner 10 observationer).

Venus magnetfelt. Magnetosfæren af ​​planeten Venus

Venus' magnetfelt er ubetydeligt - dets magnetiske dipolmoment er mindre end Jordens med mindst fem størrelsesordener. Årsagerne til et så svagt magnetfelt er: planetens langsomme rotation omkring sin akse, den lave viskositet af planetkernen, og måske er der andre årsager. Ikke desto mindre, som et resultat af samspillet mellem det interplanetariske magnetfelt og Venus ionosfære, skabes magnetiske felter med lav styrke (15-20 nT), kaotisk placeret og ustabile, i sidstnævnte. Dette er den såkaldte inducerede magnetosfære af Venus, som har en bue-chokbølge, en magnetoskede, en magnetopause og en magnetohale.

Bue-chokbølgen ligger i højder af 1900 km over overfladen af ​​planeten Venus. Denne afstand blev målt i 2007 under solminimum. Ved maksimal solaktivitet stiger chokbølgens højde.

Magnetopausen ligger i 300 km højde, hvilket er lidt højere end ionopausen. Mellem dem er der en magnetisk barriere - en kraftig stigning i magnetfeltet (op til 40 Tesla), som forhindrer indtrængning af solplasma i dybden af ​​Venus atmosfære, i det mindste under den minimale solaktivitet. I de øverste lag af atmosfæren er betydelige tab af O+, H+ og OH+ ioner forbundet med solvindens aktivitet. Omfanget af magnetopausen er op til ti radier af planeten. Selve Venus' magnetfelt, eller rettere dens hale, strækker sig til adskillige snese af Venus-diametre.

Planetens ionosfære, som er forbundet med tilstedeværelsen af ​​Venus magnetfelt, opstår under indflydelse af betydelige tidevandspåvirkninger på grund af dens relative nærhed til Solen, på grund af hvilken et elektrisk felt dannes over overfladen af ​​Venus, hvis styrke kan være dobbelt så stor som det "fair weather field" observeret over Jordens overflade . Venus' ionosfære ligger i højder af 120-300 km og består af tre lag: mellem 120-130 km, mellem 140-160 km og mellem 200-250 km. I højder tæt på 180 km kan der være et ekstra lag. Det maksimale antal elektroner pr. volumenenhed - 3×10 11 m -3 blev fundet i 2. lag nær det subsolare punkt.

Merkur kaldes "undvigende", fordi det er svært at observere. Denne planet, der er tættest på Solen, gemmer sig ofte i sine stråler, og på vores himmel bevæger den sig ikke langt fra Solen - maksimalt 28 grader, da Merkurs bane er placeret inde i Jordens. Merkur er altid på himlen enten i samme konstellation som Solen eller i et nabobillede. Kviksølv er normalt synligt på baggrund af daggry og er svært at finde på en lys himmel. Det mest gunstige tidspunkt at observere Merkur opstår i den periode, hvor det er længst væk fra Solen på himlen.

Østrig På de samme dage - på grænsen til stjernebillederne Skytten og Stenbukken - er Merkur synlig ved siden af ​​Venus - det er også lyst (sammenlignelig i lysstyrke med de klareste stjerner på himlen), men aftengryet kan vise sig at være lysere end det og Merkur vil højst sandsynligt kun blive fundet gennem en kikkert - du vil finde Venus med dit øje, pege din kikkert mod den og Merkur vil være i samme synsfelt med den. Dette er en ret sjælden begivenhed og et must at se. Venus nærmer sig Merkur vil vare indtil midten af ​​januar 2015.

USA En planets vinkelafstand fra Solen kaldes forlængelse. Hvis planeten fjernes fra Solen mod øst, er det østlig forlængelse; hvis det er mod vest, er det vestlig forlængelse. Under østlig forlængelse er Merkur synlig i vest lavt over horisonten i aftengryets stråler, kort efter solnedgang, og går ned et stykke tid efter det. Under vestlig forlængelse er Merkur synlig om morgenen i øst på baggrund af daggry, kort før solopgang. Dette par er også synligt fra russisk territorium. Astronomer skriver. at de skulle være synlige i en time og de går ned omkring klokken syv om aftenen.Den 15. januar vil Merkur være på sin største østlige forlængelse og bevæge sig 19 grader væk fra Solen. Og dagene tættest på denne dato er de mest gunstige til at observere den. Efter solnedgang vil Merkur være over horisonten i næsten to timer. Som en lysende stjerne vil den være synlig i sydvest i stjernebilledet Stenbukken, lavt i horisonten. Venus vil hjælpe dig med at finde det nemt. Denne klareste planet, iøjnefaldende med sin strålende glans, skinner over den vestlige horisont om aftenen. Den klare stjerne til højre for den er Merkur.

Japan Efter den 16. januar 2015 vil Venus og Merkur divergere på himlen. Merkur vil begynde at vende tilbage til Solen og beskrive en sløjfe på tværs af himmelsfæren, og Venus vil fortsætte med at bevæge sig væk fra dagslyset, og varigheden af ​​dens synlighed vil stige hver dag.

Kort information Merkur- planeten tættest på Solen. Den gennemsnitlige afstand mellem Merkur og Solen er 58 millioner kilometer. Planeten har en meget langstrakt bane. Et år på Merkur varer 88 dage. Planeten har en meget sjælden heliumatmosfære. Trykket skabt af en sådan atmosfære er 500 milliarder gange mindre end lufttrykket ved Jordens overflade.
Venus- det lyseste objekt på jordens himmel efter Solen og Månen. Venus gennemfører en fuld omdrejning omkring Solen på 225 dage. Rotationsperioden omkring aksen er 243 dage, dvs. Dagens længde er den længste blandt planeterne. Atmosfæren på Venus består af 96,5 % kuldioxid og 3,5 % nitrogen.
Nødvendigt udstyr Fra et udstyrssynspunkt er observation af Merkur og Venus ikke fundamentalt forskellig fra at observere andre planeter. Der er dog også nogle nuancer. For eksempel er akromatiske refraktorer til ringe nytte til at observere Venus, da de belaster billedet med større kromatisme, hvilket især er tydeligt på grund af planetens blændende glans. Det ville også være en god idé at have et ækvatorialbeslag eller et beslag udstyret med en Go-To, da observation af de lavere planeter kan og bør ske i dagtimerne. Men vanskeligheden ved at finde en planet i løbet af dagen gør det næsten umuligt at bruge konventionelle alt-azimut-monteringer.
Detaljer på overfladen af ​​Merkur og Venus er subtile under visuelle observationer, og kvaliteten af ​​alle optiske komponenter i teleskopet bør ikke være i tvivl. Det anbefales at have planetariske okularer af høj kvalitet til rådighed - ortoskopiske og monocentriske. Et sæt farvefiltre vil også være nyttige. Orange, røde og mørkerøde (nyttigt på store teleskoper) filtre vil hjælpe med at forbedre kontrasten på planeter, når du observerer i dagtimerne og tusmørke. Grøn, lilla og blå fremhæver de mørke detaljer i planeternes skiver. Opmærksomhed! Når du foretager dagtidsobservationer af Merkur eller Venus, skal du under ingen omstændigheder se på Solen gennem teleskopokularet eller gennem en optisk finder! For mere information om at observere Solen gennem et teleskop, læs instruktionerne til teleskopet. Undgå ved et uheld at sætte Solen i teleskopets synsfelt. Selv et flygtigt blik på Solen kan skade dit syn.
Merkur Hvornår skal man observere Merkur Merkur har et ry blandt observatører som en "undvigelig planet." Faktum er, at blandt alle planeterne er varigheden af ​​dens synlighed den korteste. Da Merkur ikke bevæger sig langt fra Solen i sin synlige bevægelse hen over himlen, har beboere på de mellemste nordlige breddegrader (Rusland og SNG-lande, Europa, England, USA osv.) ikke mulighed for at se planeten i mørke . I modsætning hertil er observatører på den sydlige halvkugle nogle gange i stand til at fange Merkur efter astronomisk aften.
De mest gunstige perioder for at observere Merkur forekommer i de øjeblikke, hvor dens største forlængelse (fjernelse fra Solen), og når planeten er i sin største højde over horisonten under solnedgang eller solopgang. På de midterste nordlige breddegrader forekommer sådanne øjeblikke om foråret i perioden med østlig forlængelse, når Merkur er synlig om aftenen, eller i efterårsperioderne af dens vestlige forlængelse, når planeten er synlig om morgenen. Observationer af Merkur Mest sandsynligt vil din første observation af Merkur være lidt skuffende. Sammenlignet med Jupiter, Saturn og Månen er planeten mildt sagt uattraktiv. Merkur er en planet for sofistikerede observatører, der elsker at stille sig selv vanskelige opgaver og stræber efter at opnå gode resultater. Desuden har mange erfarne amatørastronomer aldrig observeret Merkur. Men hvis du kan lide at bruge timer på at se på dunkle og umærkelige galakser, vil Merkur måske være en ny, spændende aktivitet for dig.
Observation af Merkur med det blotte øje eller kikkert I modsætning til hvad folk tror, ​​er Merkur ret let at finde på himlen med det blotte øje. Som regel er chancerne for succes ret høje, hvis du leder efter en planet inden for en uge før og efter dens største forlængelse. De stiger markant, hvis atmosfæren er rolig, og observationer ikke forstyrres af høje bygninger og bysmog. Om foråret, i aftensynsperioden, er Merkur synlig med det blotte øje en halv time efter solnedgang, lavt over den vestlige horisont. Afhængigt af terrænet og atmosfærens gennemsigtighed kan planeten observeres i omkring en time på tusmørkehimlen. Tilsvarende kan Merkur om efteråret, når morgensynet begynder, ses 30 minutter efter sin opgang og betragtes med det blotte øje i en time, indtil det forsvinder i strålerne fra den opgående sol. I gunstige perioder når Merkurs lysstyrke -1,3 størrelsesorden, hvilket kun er 0,1 mindre end Sirius, den klareste stjerne på jordens himmel. Det er værd at bemærke, at den lave højde over horisonten og som følge heraf det tykke og sydende luftlag, der står i lysets vej fra planeten, får Merkur til at blinke som andre stjerner. Mange observatører har bemærket planetens lyserøde eller lyserøde nuance - se efter dette næste gang du observerer Merkur. Det er meget nemmere at se Merkur gennem en kikkert, især i de første minutter efter solnedgang, hvor himlen stadig er ret lys. Selvfølgelig vil du ikke kunne se planetens faser med en kikkert, men ikke desto mindre er dette et glimrende værktøj til at finde en planet og observere så smukke fænomener som Merkurs nærme sig med andre planeter, såvel som med klare stjerner og månen.
Observation af Merkur gennem et teleskop Typisk er Merkur tilgængelig for teleskopiske observationer i fem uger omkring dens bedste sigtbarhedsperioder. Men det er værd at nævne med det samme, at observation af Merkur ikke er en let opgave. Som nævnt ovenfor skaber den lave position af planeten over horisonten forhindringer for dens observation. Forbered dig på, at billedet af planeten konstant vil "pølse", og kun i sjældne øjeblikke, i et splitsekund, falder billedet til ro og giver dig mulighed for at se nogle interessante detaljer.
Det mest oplagte træk er Merkurs faser, som uden større besvær kan ses i et 80 mm teleskop. Sandt nok vil dette kræve at øge teleskopets forstørrelse til mindst 100x. Nær maksimal forlængelse, dvs. det bedste tidspunkt at observere planeten, er Merkurs synlige skive oplyst med 50 % (halvdelen af ​​skiven). Det skal bemærkes, at det er næsten umuligt at overveje fasen, når planeten er oplyst med mindre end 30% eller mere end 70%, da Merkur på dette tidspunkt er for tæt på Solen.
Selvom det ikke er så svært at skelne mellem faserne af Merkur, er det ikke en opgave for sarte sjæle at skelne detaljerne på dens disk. Der er mange modstridende rapporter om observation af forskellige mørke pletter på overfladen. Nogle observatører rapporterer, at de kan se detaljer i mellemstore teleskoper, men andre ser intet på planetens skive. Succes afhænger naturligvis ikke kun af teleskopets størrelse og dets optiske kvaliteter, men også af observatørens erfaring såvel som af observationsforholdene.
Skitse. Mørke detaljer på overfladen af ​​Merkur. Teleskop ShK 8" I nærheden af ​​de øjeblikke af Merkurs største forlængelse, i et 100-120 mm teleskop under gode atmosfæriske forhold, kan der ses en lille mørkning langs terminatorlinjen. Det er dog ret svært for et utrænet øje at se de fineste detaljer på overfladen, så erfarne iagttagere har i dette tilfælde en bedre chance for succes.
Med et teleskop med en objektivdiameter på mere end 250 mm, kan du prøve at skelne store mørklægninger af overfladen fjernt fra terminatoren. Denne sjove og ekstremt udfordrende aktivitet kan være en god test af dine observationsevner.
Venus Hvornår skal man observere Venus Venus er mere tilgængelig for observation sammenlignet med Merkur. På trods af det faktum, at Venus, ligesom Merkur, ikke bevæger sig langt fra Solen, kan den tilsyneladende vinkelafstand mellem dem nå 47°. I perioden med optimal synlighed kan Venus iagttages i flere timer efter solnedgang som "Aftenstjernen" eller før solopgang som "Morgenstjernen". For beboere på den nordlige halvkugle er det bedste tidspunkt for observationer under østlig forlængelse, hvor planeten på forårsaftenerne kan observeres indtil midnat. I perioder tæt på østlig eller vestlig forlængelse er planeten placeret højt over horisonten og har større lysstyrke, hvilket har en gunstig effekt på observationsforholdene. Typisk er varigheden af ​​den bedste sigtbarhed omkring en måned. Observationer af Venus Observationer af Venus med det blotte øje i dagtimerne Den nemmeste måde at observere Venus med det blotte øje er at finde planeten under dens opgang på morgenhimlen og holde den i syne efter solopgang så længe som muligt. I gunstige perioder med sigtbarhed og i nærvær af ideelle atmosfæriske forhold kan Venus holdes i syne i ret lang tid. Chancerne for succes øges, hvis du blokerer for Solen med en kunstig eller naturlig barriere. Find for eksempel et passende sted, så et højt træ eller bygning kan blokere den lyse sol, men ikke blokerer planeten. Naturligvis bør søgninger efter Venus i dagtimerne begynde med nøjagtige oplysninger om dens position på himlen og afstand fra Solen. Sådanne data kan opnås ved hjælp af ethvert planetarium-program, for eksempel StarCalc. Det er selvfølgelig ret svært at se et knapt mærkbart lille område af lys på daghimlen, næsten ikke skelnes fra den omgivende baggrund, som er Venus. Der er dog et trick, der kan hjælpe med at fange denne spøgelsesagtige glød: Når du begynder at søge efter en planet, er den første ting, du skal gøre, at se på den fjerne horisont et stykke tid og derefter rette blikket mod det forventede sted på himlen hvor Venus skal ligge. Da øjnene har evnen til at bevare fokus i en kort periode (i dette tilfælde med fokus på det uendelige), øges dine chancer for at se planeten.
Observerer Venus gennem en kikkert Kikkerter er et glimrende værktøj til at søge efter Venus og lave dens enkleste observationer. Takket være kikkertens store synsfelt bliver det muligt at observere planeternes tilnærmelse til hinanden og til Månen. Store astronomiske kikkerter - 15x70 og 20x100 - er ganske i stand til at vise Venus' faser, når dens synlige skive er mere end 40"". Ved at bruge en kikkert er det meget lettere at finde Venus i dagtimerne. Men vær forsigtig: selv ved et uheld at komme ind i Solens synsfelt kan det beskadige dine øjne, hvilket vil føre til fuldstændigt tab af synet! Søgning efter Venus udføres bedst i godt vejr, når himlen er blå og fjerne bygninger er synlige i horisonten, hvilket indikerer høj gennemsigtighed af atmosfæren. Som en guide, når du søger efter en planet, kan du vælge Månen, som normalt er let at se på en lys himmel. For at gøre dette skal du bruge planetarieprogrammet til på forhånd at bestemme dagen og tidspunktet, hvor Månen og Venus vil være i kort afstand fra hinanden, og tag en kikkert med dig og gå på jagt.
Venus faser. Fotograf Chris Proctor
Observerer Venus gennem et teleskop Dagtidsobservationer af Venus Selv i et lille teleskop reducerer Venus' blændende udstråling den overordnede kontrast af billedet, hvilket gør det vanskeligt at se dets faser, og ophæver også alle bestræbelser på at skelne de fineste detaljer af overfladen. En måde at reducere lysstyrken på en planet på er at observere den i dagtimerne. Teleskopet giver dig mulighed for at observere Venus på daghimlen næsten hele året rundt. Kun i to uger før og efter dens overordnede konjunktion er planeten utilgængelig for observation på grund af dens overdrevne nærhed til Solen. Ejere af teleskoper med Go-To auto-pointing-systemet kan nemt pege teleskopet mod Venus ved hjælp af teleskopets Sun Alignment-metode. Hvordan man gør dette er beskrevet detaljeret i teleskopets brugermanual. En anden måde at finde Venus på er at bruge et teleskop på en ækvatorial mount, der har referencecirkler. For at gøre dette skal du omhyggeligt justere monteringen og derefter pege teleskopet mod Solen og tage de nødvendige forholdsregler (brug et filter, der er specielt designet til at observere solen, eller projicer billedet på et ark papir). Juster derefter koordinatcirklerne efter de tidligere beregnede ækvatorialkoordinater for Solen (Ra og Dec). De nøjagtige koordinater for Solen og Venus på et givet tidspunkt kan beregnes på forhånd ved hjælp af et planetarium-program. Efter at have justeret med Solen, begynder du langsomt at bevæge teleskoprøret, indtil koordinaterne på justeringscirklerne falder sammen med Venus' koordinater. Brug et søgeokular, se gennem teleskopet og find planeten. Det skal bemærkes, at det er meget nemmere at se Venus, hvis du omhyggeligt justerer teleskopets fokus til fjerne objekter på forhånd.
Når planeten er fundet, kan højere forstørrelse anvendes. Et orange eller rødt filter vil være nyttigt, da det kan øge kontrasten mellem Venus og himmelbaggrunden og også fremhæve de subtile detaljer i skydækket. I perioden tæt på ringere konjunktion fremstår Venus som en smal halvmåne. I sådanne øjeblikke kan du bemærke udseendet af de såkaldte Venus-horn, som skitserer planetens skive med en tynd lyskant. Dette fænomen er forårsaget af spredning af sollys i planetens atmosfære.
Et typisk billede af Venus gennem et lille teleskop. Skitse af Evan Bruce
Natobservationer af Venus Selvom dagtidsobservationer af Venus har flere fordele, foretrækker mange astronomi-entusiaster at observere planeten i tusmørket eller nattehimlen. På dette tidspunkt af dagen er der selvfølgelig ingen problemer med at opdage en planet på himlen, hvilket er et indlysende plus. Der er dog også masser af ulemper. Som nævnt ovenfor er observatørens hovedfjende Venus blændende glans, som forhindrer opdagelsen af ​​de fineste detaljer i planetens skydække. Sandt nok kan denne ulempe bekæmpes ved hjælp af et polariserende filter med variabel tæthed.
En anden ulempe er planetens lave højde over horisonten. Som regel, selv i de bedste perioder med sigtbarhed, overstiger Venus' højde over horisonten om natten ikke 30°. Og som du ved, er det tilrådeligt at observere ethvert objekt, når dets højde er mere end 30°. I denne højde minimeres atmosfærens negative indflydelse på billedkvaliteten.
Generelt, når man taler om observationen af ​​Venus og tager højde for særegenhederne ved dens synlighed, kan denne bar sænkes. Men det er værd at huske på, at det ikke er tilrådeligt at observere planeten i en periode, hvor dens højde over horisonten er mindre end 20°.
Observerer mørke mønstre i Venus skyer Ofte fremstår Venus-skiven for iagttageren som homogen, grålig-hvid og uden detaljer. Nogle gange, under gode observationsforhold, kan du bemærke en mørkere langs terminatorlinjen. Endnu sjældnere formår nogle astronomielskere at se mørke formationer, der har bizarre former. Hvad påvirker synligheden af ​​dele? I øjeblikket er der ikke noget klart og entydigt svar. Mest sandsynligt, en kombination af faktorer: observationsforhold, kvalitet af udstyr og visuelle egenskaber. Lad os se nærmere på sidstnævnte.
For årtier siden blev det foreslået, at nogle observatørers øjne var mere følsomme over for det ultraviolette spektrum, hvilket gjorde det muligt for dem at se mørke striber og formationer på planeten. Denne antagelse blev efterfølgende bekræftet af fotografier taget i det ultraviolette spektrum, som viste tilstedeværelsen af ​​detaljer, der ikke var synlige på almindelige fotografier. Igen skal man ikke udelukke observatørens selvbedrag. Faktum er, at mørke træk er ekstremt uhåndgribelige - det er nemt at overbevise dig selv om deres tilstedeværelse, bare fordi du forventer at se dem. Det er også svært at besvare spørgsmålet om det mindste teleskop, der kræves for at observere detaljerne i skydækket. Nogle observatører hævder, at de ser dem i 100 mm teleskoper, mens andre ikke kan se dem selv i større. Nogle observatører er i stand til at se mørkningen ved hjælp af et blåt, violet eller gult filter. Derfor, uanset hvilket udstyr du har, skal du ikke stoppe med at prøve at finde interessante funktioner, træne dine øjne, og heldet vil helt sikkert smile til dig.
Der er følgende klassificering af mørke funktioner: Tape. Mørke, parallelle striber. De løber vinkelret på kanten af ​​hornene. Radial. Mørke striber, der strækker sig radialt fra subsolar-punktet (det sted, hvor solens stråler rammer i rette vinkler). Ukorrekt. De har en vag form, kan enten være aflange eller næsten lige. Amorf. Kaotisk mørkfarvning, der ikke har nogen form og ikke kan beskrives.
Hvide (lyse) pletter på Venus Nogle gange er det muligt at observere lyse pletter nær planetens poler. Såkaldte "polære pletter" kan observeres i flere uger og er normalt kendetegnet ved en langsom fremkomst og en lige så langsom forsvinden. Pletter vises ofte nær Sydpolen, sjældnere nær Nordpolen.
Skitser af Venus i en 100 mm reflektor. Mørke og lyse formationer og uregelmæssigheder i terminatoren er synlige.
Anomalier Schröter effekt Den såkaldte Schröter-effekt består af en forsinkelse eller fremrykning af begyndelsen af ​​dikotomimomentet (fase 0,5) med flere dage i forhold til foreløbige beregninger. Observeret nær de lavere planeter (Merkur og Venus). Årsagen til dette fænomen ligger i spredningen af ​​sollys langs planetens terminator.
Ask lys En anden interessant illusion opstår, når Venus er i en smal halvmånefase. Nogle gange i disse perioder kan du bemærke en let glød i den uoplyste del af planeten.
Konturujævnheder Kombinationer af mørke og lyse detaljer, som fremstår tydeligere nær terminatorlinjen, skaber en illusion af ujævnheder. Dette fænomen er svært at bemærke visuelt, men dukker normalt godt op på fotografier af Venus. Planeten bliver som et stykke ost, som om den forsigtigt blev gnavet af mus fra kanten (nær terminatoren).

Synlighed og placering af planeter på himlen i løbet af måneden.

Juni, den "lyseste" måned, er ikke særlig gunstig for astronomiske observationer. Hvis nætterne i syd simpelthen er korte, begynder perioden med hvide nætter på tempererede breddegrader. De lyse planeter, Solen og Månen forbliver måske de eneste tilgængelige objekter til observation.

I år kan alle fire lyse planeter ses på junihimlen. Jupiter er synlig i første halvdel af måneden om aftenen i vest, smukke Venus er synlig i hele juni om morgenen i øst. Om aftenen kan Mars og Saturn ses i syd og sydvest. Disse to planeter er de mest bekvemme for observationer i juni.

Men vi vil begynde gennemgangen med Merkur, planeten tættest på Solen.

Merkur

Merkur øjeblikke før sin okkultation af Månen på daghimlen i Sochi den 26. juni 2014.

Perioden med aftensynlighed for Merkur slutter i begyndelsen af ​​juni. Planeten tættest på Solen kunne observeres i de første dage af måneden lavt i nordvest i omkring en halv time efter solnedgang, og kun i syd, uden for zonen med hvide nætter. I næsten hele juni måned er Merkur på himlen nær vores dagsstjerne og er derfor utilgængelig for observation. Den 19. juni indgår planeten i en ringere konjunktion med Solen, det vil sige, at den vil passere mellem Jorden og Solen, hvorefter den bevæger sig ind på morgenhimlen.

Den 26. juni vil Merkur, der kun er 10° fra Solen på himlen, være dækket af Månen. Dette interessante fænomen vil blive observeret i Atlanterhavet, Amerika og Europa, især på Krim og ved Sortehavets kyst i Kaukasus. Dækningen begynder omkring klokken 17, hvor Månen og Solen vil være på den vestlige himmel.

Merkurs lysstyrke vil være omkring 2,5 m, hvilket i princippet giver dig mulighed for at se planeten mod en blå himmel med et godt amatørteleskop. Vær dog yderst forsigtig! Glem ikke, at okkultationen vil forekomme tæt på Solen, og stjernestråler kan ved et uheld trænge ind i okularet og beskadige dit syn! Vi vil anbefale, at kun erfarne amatører observerer dette fænomen. For vores del vil vi forsøge at offentliggøre interessante billeder af belægningen, hvis de vises på internettet.

Venus

Har du set Venus denne sommer endnu? I begyndelsen af ​​juni står Morgenstjernen op omkring en time før solopgang over den østlige (mere præcist, over den nordøst-østlige) del af horisonten.

Synsperioden for Venus er dog ret vilkårlig: i Ukraine, Krim og Kaukasus er planeten i øjeblikket synlig i næsten 1,5 time og vises på den mørke himmel. På Moskvas breddegrad når Venus' synlighedsperiode ikke engang en time. Endnu længere mod nord, på grund af de hvide nætter, endnu mindre. Samtidig rejser planeten sig på baggrund af morgengryet. Men den kan stadig påvises i St. Petersborg på grund af planetens høje lysstyrke (i løbet af juni holder den sig omkring -4m). Bemærk, at når Venus rejser sig, hvis farve generelt er hvid, kan den se rød, orange og dyb gul ud, hvilket forvirrer begynderen. I dette tilfælde står vi over for den typiske rødme af rumobjekter nær horisonten på grund af støv, der flyder i jordens atmosfære.

Hvad vil der ske på himlen med Venus i løbet af måneden? Det skal siges, at i hele juni har planeten direkte bevægelse (det vil sige, den bevæger sig mod stjernernes baggrund i samme retning som Solen, fra vest til øst), og bevæger sig langs stjernebilledet Vædderen. Venus indhenter gradvist stjernen på himlen, men i juni falder afstanden lidt - fra 37 til 30 grader. Placeringen af ​​planetens stigningspunkt forskydes en smule mod nord.

30 grader fra Solen er en meget behagelig afstand til at observere en så lys planet på førdaggry. Men på tempererede breddegrader og i nord griber hvide nætter ind, hvilket gør dets observation noget vanskeligt. Men selv i dette tilfælde, som vi sagde ovenfor, kan Venus ganske let ses med det blotte øje, for ikke at nævne observationer gennem et teleskop eller en kikkert. Før solopgang når planeten at stige til himlen på Moskvas breddegrad med cirka 10° og på Sochi-bredden - 15° over horisonten.

Måske er det efter solopgang, at juniobservationer af Venus gennem et teleskop vil være de mest interessante og produktive. Allerede om morgenen rejser planeten sig højt nok over horisonten, så atmosfærisk turbulens ikke forvrænger billedet i okularet for meget, og den lave kontrast mellem den blændende hvide Venus og den blå baggrund på himlen gør, at man ofte kan mærke meget flere detaljer i planetens skydække end normalt.

I løbet af juni falder de tilsyneladende størrelser fra 14 til 12 buesekunder, og fasen stiger fra 0,77 til 0,86. (Planeten har efter en mindre bane overhalet Jorden og bevæger sig nu væk fra den, og om nogle få måneder forsvinder den bag Solen.)

Venus og Månen på morgenhimlen den 24. juni. Månens dimensioner øges 4 gange for klarhedens skyld.

Det skal siges, at om dagen er det sagtens muligt at se Venus med det blotte øje. For at gøre dette er det nok at isolere dig fra den lyse sol og se på en del af himlen 30° til højre for stjernen. I den første halvdel af dagen vil Venus være lidt højere end Solen, i den anden halvdel, henholdsvis lavere. Endelig, den 24. juni, vil et glimrende referencepunkt til at søge efter Venus både før solopgang og på daghimlen være den "aldrende" Måne, hvis smalle halvmåne vil nærme sig planeten til 3,5°.

Mars

2 måneder er allerede gået siden april-oppositionen af ​​Mars. Lysstyrken og den tilsyneladende størrelse af den røde planet er faldet betydeligt og fortsætter med at falde hurtigt. I juni er Mars dog stadig et af de mest synlige himmellegemer i aften- og nattetimerne.

I hele måneden er planeten i stjernebilledet Jomfruen, bevæger sig mod baggrunden af ​​stjerner i samme retning som Solen og gradvist nærmer sig Spica, hovedstjernen i stjernebilledet Jomfruen. Mars dukker op i aftenskumringen i sydvest ved 25° over horisonten (på Moskvas breddegrad). Planeten kan skelnes fra stjerner ved sin karakteristiske lyserøde farve og endda glød (stjerner blinker som regel mærkbart).

I begyndelsen af ​​juni er Mars sigtbarhed omkring 4 timer, i slutningen - kun 2 timer. Planetens lysstyrke falder fra -0,5 m til 0,0 m, diameteren på den synlige skive er fra 11,9" til 9,5". Ved at bruge et godt amatørteleskop med en linse på 120 mm eller højere kan du finde mange interessante detaljer på planetens disk - polære hætter, mørke og lyse områder, områder med forskellige nuancer af gul, rød og endda blå. Og i moderne digitale fotografier fremstår Mysterious Planet meget imponerende selv i dag.

Planeten Mars, fotograferet den 7. maj 2014. Billedet viser tydeligt den nordlige polarkappe, mørke områder i Chryse-regionen og lyse cirrusskyer.

Jupiter

Saturn, Månen, Mars og Jupiter om aftenen den 8. juni. Om aftenen i første halvdel af juni er Jupiter synlig i aftengryets stråler lavt i nordvest.

Efter at have skinnet på vores himmel i næsten et år, slutter Jupiter sin periode med aftensynlighed i juni. Planeten bevæger sig i samme retning som Solen, men er længere fra os end dagslyset, bevæger den sig langsommere end Solen på baggrund af stjerner. I slutningen af ​​juli vil Solen indhente Jupiter og planeten vil igen som sidste år bevæge sig til aftenhimlen, hvor der den 18. august vil ske en bemærkelsesværdig tilnærmelse til Venus.

I første halvdel af juni kan Jupiter iagttages omkring 2 timer i aftenskumringen i nordvest (90° til højre for Mars); i slutningen af ​​måneden forsvinder planeten faktisk i solens stråler.

På trods af det faktum, at Jupiter i øjeblikket er placeret i nærheden af ​​det banepunkt, der er længst væk fra Jorden, er planeten så stor, at dens lysstyrke og størrelse ikke er faldet for markant i forhold til vinterperioden. I juni er Jupiters lysstyrke omkring -1,9 m, og diameteren af ​​den synlige skive er omkring 32″. Planeten er stadig tydeligt synlig selv i små teleskoper; dens observationer vil være meget mere hæmmet af dens lave position over horisonten og himlens lyse baggrund på tempererede breddegrader end af dens afstand fra Jorden.

Saturn

Månen og Saturns nærme sig ved midnat den 11. juni 2014. Bemærk, at Saturn, Mars og den klare stjerne Arcturus danner en næsten ligebenet trekant på himlen i juni.

Saturns position på himlen gør den til den mest bekvemme planet at observere i juni 2014. Da den er i stjernebilledet Vægten i hele måneden, dukker den ringmærkede kæmpe op i skumringen i syd i en højde på 15-20 grader over horisonten, afhængigt af observationsbreddegraden. I det sydlige Rusland, Ukraine, Kasakhstan vil Saturns synlighed være omkring 6 timer; på moderate breddegrader vil planeten være synlig hele den korte nat.

Med hensyn til lysstyrke (0,4 m) er Saturn sammenlignelig med de klareste stjerner, men det er måske ikke nok for en nybegynder til med sikkerhed at identificere planeten på den lyse nattehimmel i juni. Specielt for nybegyndere astronomielskere vil vi informere dig om, at Saturn om aftenen kan findes 30° (ca. 3-4 næver af en strakt arm) øst for den rødlige og lysere Mars. Når man søger, er det vigtigt ikke at forveksle Mars med stjernen Arcturus, som også er rødlig og har nogenlunde samme glans som Mars. Generelt danner Mars, Arcturus og Saturn en ligebenet trekant på junihimlen, ved hvis basis ligger to planeter. Det nemmeste tidspunkt at finde planeten vil være natten mellem den 10. og 11. juni. På dette tidspunkt vil Månen være nær Saturn (kun 1,5° syd for planeten) i en fase tæt på fuldmånen.

Saturns farve er gul. Allerede i et lille teleskop kan du se planetens skive fladt mod polerne og planetens luksuriøse ringe, åbne ved 20°. Planetens tilsyneladende dimensioner er 18″, og ringene er 40×15″. Ved hjælp af et teleskop med en linse på 100 mm eller større, kan du prøve at se Cassini-gabet i planetens ringe. Selv med mindre instrumenter kan du se stjerneformen på 8,4 m af Saturns største måne Titan.

Uranus og Neptun

De sidste planeter i vores anmeldelse er Uranus og Neptun. De fjerne kæmper er for svage til at kunne observeres med det blotte øje (kun Uranus kan ses på grænsen af ​​synlighed på en måneløs nat i øjeblikke af opposition). Og i de fleste amatørteleskoper ser de i bedste fald ud som små grønblå skiver uden nogen detaljer.

Nu er både Uranus og Neptun på morgenhimlen i henholdsvis stjernebillederne Fiskene og Vandmanden. Synligheden af ​​Uranus i juni er omkring 1 time i begyndelsen af ​​måneden og øges til 2 timer i slutningen. Planetens lysstyrke er 6,0 m, den tilsyneladende størrelse af planeten er 3,4″; for at se disken skal du bruge et teleskop med mindst et 80 mm objektiv og en forstørrelse på 80x eller højere. Bemærk, at det er næsten umuligt at observere planeten nord for Moskva på grund af hvide nætter.

I endnu højere grad gælder det sidste også for Neptun, der, selv om den stiger næsten en time tidligere end Uranus, kun har en størrelsesorden på 8m. Ligesom Uranus bevæger Neptun sig hen over himlen i samme retning som Solen. Den kan findes i nærheden af ​​stjernen Sigma Aquarius (magnitude 4,8m). For at se planetens skive skal du bruge et mere seriøst instrument: et teleskop med en 100-120 mm linse og en forstørrelse på over 100×.

Lad os gentage, at søgning og observation af disse planeter på grund af deres afstand fra Jorden i bedste fald kun har uddannelsesmæssig værdi for amatører.

Lad os opsummere. I juni er alle planeter synlige på himlen undtagen Merkur, som indgår i ringere sammenhæng med Solen den 19. De mest gunstige forhold vil være at observere Saturn og Mars. Disse to planeter optræder på aftenskumringshimlen i henholdsvis syd og sydvest. Planeterne er placeret i en højde af omkring 20° over horisonten og er synlige i henholdsvis 6 og 4 timer. På tempererede breddegrader kan Saturn observeres hele den korte nat.

Venus er synlig i øst om morgenen i cirka en time før solopgang. Planetens lysstyrke gør, at den kan observeres i løbet af dagen, både med et teleskop og med det blotte øje. Jupiter kan stadig findes om aftenen i nordvest, i aftengryets stråler. Dens synlighed er hurtigt aftagende, og i slutningen af ​​måneden vil planeten forsvinde i solens stråler.