Mówią, że Napoleon był dość zirytowany i zły, gdy pewnego popołudnia podczas jego podróży do Pałacu Luksemburskiego publiczność patrzyła nie na niego, ale na gwiazdę jasno błyszczącą na dziennym niebie. Ta cudowna „gwiazda” była planeta Wenus.

To się naprawdę dzieje. Wiadomo, że w 1750 roku także w Paryżu na dziennym niebie widoczna była Wenus, co wprawiło mieszkańców miasta i okolic w zdumienie i strach. W 1799 roku generał Bonaparte, wracając po podboju Włoch, również ujrzał nad swoją głową cudowny niebiański diament. Być może właśnie wtedy uwierzył w „swoją gwiazdę”.

W „Popular Astronomy” Camillus Flammarion podaje, że w starożytności Eneasz, wracając z Troi, widział w dzień Wenus błyszczącą w zenicie.

A oto co inny francuski astronom, Francois Arago, napisał w książce „Public Astronomy”: „...W 1716 r. londyński tłum rozważał pojawienie się Wenus dzień na coś wspaniałego. To dało Halleyowi powód do obliczenia pozycji, w których planeta pojawia się w swojej największej objętości…”

Warunki widoczności Wenus

Ale tak naprawdę, jakie są warunki widoczności Wenus? Szczególnie w ciągu dnia? Najlepsza widoczność – wieczorem i rano – jest wtedy, gdy Wenus jest w pozycji świetlistej. Dla Wenus maksymalna wartość wynosi 48° (w rzadkich przypadkach 52°). Jednak Wenus nie jest wyraźnie widoczna na niebie przy każdym wydłużeniu. Najlepsza widoczność wieczorem występuje w lutym, marcu i kwietniu. Widoczność poranna na elongacji zachodniej jest najlepsza jesienią: sierpień, wrzesień, październik. To właśnie o tej porze roku zdarza się, że obserwuje się to w ciągu dnia.

„…Wtedy ukazał się znak na niebie, gwiazda jasna, stojąca nad kościołem i świecąca przez cały dzień…” – czytamy na przykład w Kronice Pskowa. To była Wenus 25 sierpnia 1331 roku. W tym dniu znajdowała się w elongacji zachodniej, czyli była gwiazdą poranną, a jej jasność zbliżała się do maksymalnej możliwej.

Wenus jest najjaśniejsza około 36 dni przed i 36 dni po koniunkcji dolnej. Przy maksymalnej jasności pozorna wielkość Wenus osiąga minus 4,6 m lub więcej.

Zdarza się, że z jasnej Wenus obiekty na Ziemi dają cień.

Z dziewięciu planet Układu Słonecznego Największe albedo Wenus(współczynnik odbicia) - 0,77, co prawdopodobnie wynika z atmosfery planety zawierającej dwutlenek węgla. Ale Wenus otrzymuje około dwa razy więcej światła słonecznego niż Ziemia. Dlatego nawet na Marsie Wenus była najjaśniejszym światłem na niebie po Słońcu i księżycach Marsa.

Teraz kilka słów o fazach Wenus. Wiadomo, że osoby o wyjątkowo ostrym wzroku potrafią dostrzec fazy Wenus nawet gołym okiem. Jak na przykład matka słynnego matematyka Gaussa. Zaprosił matkę, aby spojrzała na Wenus przez teleskop astronomiczny, mając nadzieję, że zadziwi ją niespotykanym widokiem: Wenus w kształcie sierpa. Jednak on sam musiał być zdumiony.

Kobieta zapytała tylko, dlaczego jednym okiem widzi sierp zwrócony w jedną stronę, a przez teleskop w drugą...

Wiadomo, że Księżyc jest najjaśniejszy w fazie pełni. Ale maksymalna jasność Wenus występuje w okresie, gdy oświetlone jest około 30 procent jej powierzchni. Jest to w przybliżeniu połowa drogi pomiędzy największym wydłużeniem a dolnym połączeniem.

Wenus przechodzi przez całą sekwencję, cały cykl swoich faz niemal dokładnie 5 razy w ciągu 8 lat. W języku astronomicznym brzmi to tak: w ciągu 8 lat następuje 5 synodycznych obrotów Wenus.

Rzeczywiście: przeciętny synodyk Okres Wenus około 584 dni. Jeśli 5 x 584 = 2920 dni. A 8 okresów obiegu Ziemi wokół Słońca to 8 x 365,25 = 2922 dni. Oznacza to, że różnica wynosi tylko 2 dni! Dlatego co 8 lat warunki widoczności Wenus niemal dokładnie się powtarzają. Oznacza to, że co 8 lat Wenus pojawia się niemal dokładnie w tej samej fazie, niemal dokładnie w tym samym miejscu na niebie.

Średnica planety nie jest taka sama w różnych fazach: wąski półksiężyc ma znacznie większą średnicę niż pełny dysk. Dzieje się tak dlatego, że w różnych fazach planeta oddala się od nas na różne odległości (od 108 do 258 milionów kilometrów). W bezpośrednim sąsiedztwie Ziemi Wenus jest zwrócona do nas nieoświetloną stroną, więc nigdy nie widzimy jej największej fazy. Pełny dysk widoczny jest tylko z największej odległości. Wenus jest dla nas najjaśniejsza, gdy jej średnica kątowa wynosi 40 cali, a szerokość kątowa jej półksiężyca wynosi 10 cali. Świeci wówczas 13 razy jaśniej niż Syriusz – najjaśniejsza gwiazda na ziemskim niebie.

Dlatego na starożytnych stelach, pieczęciach i amuletach Wenus przedstawiano z 8 promieniami. A liczba 8 była uważana za świętą przez wiele starożytnych ludów.

Wśród Babilończyków pod koniec III tysiąclecia p.n.e. mi. obowiązywał kalendarz oparty na cyklu 8-letnim. Egipcjanie znali „8 wielkich bóstw czasów pierwotnych”.

W Odysei Homera ósmy rok jest wielokrotnie wymieniany jako punkt zwrotny, niosący zdecydowane zmiany. W Grecji panowało powszechne przekonanie, że do znaczących wydarzeń dochodzi zwykle w ósmym roku życia. Orestes mści się za morderstwo ojca, popełnione 8 lat temu.

Ateńczycy, według jednej wersji mitu Tezeusza, co 8 lat wysyłali na Kretę straszliwy hołd potworowi Minotaurowi.

Trakowie nazywali obchody ku czci boga światła i sztuki Apolla „ósmą rocznicą”. A w starożytnych Tebach święto na cześć Apolla obchodzono raz na 8 lat. Starożytni Aztekowie co 8 lat obchodzili święto „wchłaniania wody i chleba”. Prawa Mojżesza zawierają polecenie: „I w ósmym roku będziecie siać…”. Listę można ciągnąć dalej. Ale to wystarczy, aby zrozumieć znaczenie Wenus w życiu starożytnych ludów! Wenus była oczywiście pierwszą z „wędrujących gwiazd”, którą człowiek wyróżnił ze względu na jej zauważalną jasność.

Jednak starożytni ludzie początkowo mylili „gwiazdy poranne i wieczorne” z dwiema różnymi gwiazdami. Starożytni Grecy nazywali poranek Wenus fosforos, a Latynosi Lucyferem, oba słowa oznaczają „niosący światło”.

A wieczorna Wenus zwany Vesper (Hesperus), czyli „zachód”, „wieczór”.

Słowo Nieszpora w wielu językach oznacza dziś „modlitwę wieczorną”.

Planeta Wenus

Ogólne informacje o planecie Wenus. Siostra Ziemi

Ryc.1 Wenus. Zdjęcie MESSENGERA z 14 stycznia 2008. Źródło: NASA/Laboratorium Fizyki Stosowanej Uniwersytetu Johnsa Hopkinsa/Instytut Carnegie w Waszyngtonie

Wenus to druga planeta od Słońca, pod względem wielkości, grawitacji i składu bardzo podobna do naszej Ziemi. Jednocześnie jest po Słońcu i Księżycu najjaśniejszym obiektem na niebie, osiągającym jasność -4,4mag.

Planeta Wenus została bardzo dobrze zbadana, ponieważ odwiedziło ją kilkanaście statków kosmicznych, ale astronomowie wciąż mają pewne pytania. Oto tylko kilka z nich:

Pierwsze z pytań dotyczy obrotu Wenus: jej prędkość kątowa jest dokładnie taka, że ​​podczas koniunkcji dolnej Wenus jest cały czas zwrócona w stronę Ziemi tą samą stroną. Przyczyny takiej zgodności między obrotem Wenus a ruchem orbitalnym Ziemi nie są jeszcze jasne...

Drugie pytanie dotyczy źródła ruchu atmosfery Wenus, która jest ciągłym gigantycznym wirem. Co więcej, ruch ten jest bardzo mocny i charakteryzuje się niesamowitą stałością. Jakie siły tworzą wir atmosferyczny o takich wymiarach, nie jest znane?

I ostatnie, trzecie pytanie - czy na planecie Wenus istnieje życie? Faktem jest, że na wysokości kilkudziesięciu kilometrów w warstwie chmur Wenus obserwuje się warunki całkiem odpowiednie do życia organizmów: niezbyt wysoka temperatura, odpowiednie ciśnienie itp.

Warto zauważyć, że jeszcze pół wieku temu pytań związanych z Wenus było znacznie więcej. Astronomowie nie wiedzieli nic o powierzchni planety, nie znali składu jej niesamowitej atmosfery, nie znali właściwości jej magnetosfery i wiele więcej. Wiedzieli jednak, jak znaleźć Wenus na nocnym niebie, obserwować jej fazy związane z ruchem planety wokół Słońca itp. O tym, jak prowadzić takie obserwacje, przeczytasz poniżej.

Obserwowanie planety Wenus z Ziemi

Ryc.2 Widok planety Wenus z Ziemi. Źródło: Karol Łakomiak

Ponieważ Wenus znajduje się bliżej Słońca niż Ziemia, nigdy nie wydaje się od niej zbyt daleko: maksymalny kąt między nią a Słońcem wynosi 47,8°. Ze względu na takie szczególne położenie na ziemskim niebie Wenus osiąga maksymalną jasność na krótko przed wschodem słońca lub jakiś czas po zachodzie słońca. W ciągu 585 dni okresy jej widoczności wieczornej i porannej zmieniają się naprzemiennie: na początku tego okresu Wenus widoczna jest tylko rano, następnie - po 263 dniach zbliża się bardzo blisko Słońca, a jej jasność spada nie pozwalać na oglądanie planety przez 50 dni; potem następuje okres wieczornej widoczności Wenus, trwający 263 dni, aż planeta ponownie zniknie na 8 dni, znajdując się pomiędzy Ziemią a Słońcem. Następnie naprzemienność widoczności powtarza się w tej samej kolejności.

Planetę Wenus łatwo rozpoznać, ponieważ na nocnym niebie jest najjaśniejszą po Słońcu i Księżycu gwiazdą, osiągającą maksymalnie -4,4 magnitudo. Charakterystyczną cechą planety jest jej gładki biały kolor.

Ryc.3 Zmiana faz Wenus. Źródło: strona internetowa

Obserwując Wenus, nawet przez mały teleskop, można zobaczyć, jak zmienia się oświetlenie jej dysku w czasie, tj. następuje zmiana faz, którą po raz pierwszy zaobserwował Galileusz Galilei w 1610 roku. Przy najbliższym podejściu do naszej planety tylko niewielka część Wenus pozostaje uświęcona i przybiera postać cienkiego sierpa. Orbita Wenus w tym czasie przebiega pod kątem 3,4° do orbity Ziemi, tak że zwykle przechodzi tuż nad lub tuż pod Słońcem w odległości do osiemnastu średnic Słońca.

Ale czasami obserwuje się sytuację, w której planeta Wenus znajduje się w przybliżeniu na tej samej linii między Słońcem a Ziemią, i wówczas można zaobserwować niezwykle rzadkie zjawisko astronomiczne - przejście Wenus przez tarczę Słońca, w którym planeta ma postać małej ciemnej „plamki” o średnicy 1/30 Słońca.

Ryc.4 Tranzyt Wenus przez tarczę Słońca. Zdjęcie z satelity NASA TRACE, 6 sierpnia 2004. Źródło: NASA

Zjawisko to występuje około 4 razy w ciągu 243 lat: najpierw obserwuje się 2 przejścia zimowe z częstotliwością 8 lat, następnie trwa okres 121,5 lat i kolejne 2, tym razem letnie, z tą samą częstotliwością 8 lat. Zimowe tranzyty Wenus będą wówczas widoczne dopiero po 105,8 latach.

Należy zauważyć, że jeśli czas trwania 243-letniego cyklu jest wartością stosunkowo stałą, to okresowość między zimowymi i letnimi tranzytami w jego obrębie zmienia się z powodu małych rozbieżności w okresach powrotu planet do punktów połączenia ich orbit .

Tak więc do 1518 roku wewnętrzna sekwencja tranzytów Wenus wyglądała następująco: „8-113,5-121,5”, a przed 546 rokiem było 8 tranzytów, których przerwy wynosiły 121,5 lat. Obecna sekwencja pozostanie do roku 2846, po czym zostanie zastąpiona inną: „105,5-129,5-8”.

Ostatni tranzyt planety Wenus, trwający 6 godzin, zaobserwowano 8 czerwca 2004 r., następny nastąpi 6 czerwca 2012 r. Potem nastąpi przerwa, której koniec nastąpi dopiero w grudniu 2117 roku.

Historia eksploracji planety Wenus

Ryc.5 Ruiny obserwatorium w mieście Chichen Itza (Meksyk). Źródło: wikipedia.org.

Planeta Wenus wraz z Merkurym, Marsem, Jowiszem i Saturnem była znana ludziom epoki neolitu (nowej epoki kamienia). Planeta była dobrze znana starożytnym Grekom, Egipcjanom, Chińczykom, mieszkańcom Babilonu i Ameryki Środkowej oraz plemionom północnej Australii. Ale ze względu na specyfikę obserwacji Wenus tylko rano lub wieczorem, starożytni astronomowie wierzyli, że widzą zupełnie inne ciała niebieskie i dlatego poranną Wenus nazywali jednym imieniem, a wieczorną Wenus innym. W ten sposób Grecy nadali nazwę Vesper wieczornej Wenus, a Fosfor porannej Wenus. Starożytni Egipcjanie nadali planecie dwie nazwy: Tayoumutiri – poranna Wenus i Owaiti – wieczorna Wenus. Indianie Majowie nazywali Wenus Noh Ek – „Wielką Gwiazdę” lub Xux Ek – „Gwiazdą Osy” i wiedzieli, jak obliczyć jej okres synodyczny.

Pierwszymi ludźmi, którzy zrozumieli, że poranna i wieczorna Wenus to ta sama planeta, byli greccy pitagorejczycy; nieco później inny starożytny Grek, Heraklides z Pontu, zasugerował, że Wenus i Merkury krążą wokół Słońca, a nie Ziemi. Mniej więcej w tym samym czasie Grecy nadali planecie imię bogini miłości i piękna Afrodyty.

Ale planeta, znana współczesnym ludziom, otrzymała od Rzymian nazwę „Wenus”, którzy nazwali ją na cześć bogini patronki całego narodu rzymskiego, która zajmowała to samo miejsce w mitologii rzymskiej, co Afrodyta po grecku.

Jak widać, starożytni astronomowie jedynie obserwowali planetę, jednocześnie obliczając synodyczne okresy rotacji i sporządzając mapy gwiaździstego nieba. Podejmowano także próby obliczenia odległości Ziemi od Słońca poprzez obserwację Wenus. Aby to zrobić, konieczne jest, gdy planeta przechodzi bezpośrednio między Słońcem a Ziemią, stosując metodę paralaksy, aby zmierzyć niewielkie różnice w czasie rozpoczęcia lub zakończenia przejścia w dwóch dość odległych punktach naszej planety. Odległość między punktami jest następnie wykorzystywana jako długość podstawy do określenia odległości do Słońca i Wenus za pomocą metody triangulacji.

Historycy nie wiedzą, kiedy astronomowie po raz pierwszy zaobserwowali przejście planety Wenus przez dysk Słońca, ale znają imię osoby, która jako pierwsza przewidziała takie przejście. To niemiecki astronom Johannes Kepler przewidział upływ roku 1631. Jednak w przewidywanym roku, z powodu pewnej niedokładności prognozy Keplera, nikt nie zaobserwował przejścia w Europie...

Ryc. 6 Jerome Horrocks obserwuje przejście planety Wenus przez tarczę Słońca. Źródło: wikipedia.org.

Jednak inny astronom, Jerome Horrocks, po udoskonaleniu obliczeń Keplera, odkrył dokładne okresy powtarzalności tranzytów i 4 grudnia 1639 roku ze swojego domu w Much Hoole w Anglii mógł na własne oczy zobaczyć przejście Wenus za dyskiem Słońca.

Za pomocą prostego teleskopu Horrocks rzucił dysk słoneczny na tablicę, gdzie obserwator mógł bezpiecznie zobaczyć wszystko, co działo się na tle dysku słonecznego. A o 15:15, zaledwie pół godziny przed zachodem słońca, Horrocks w końcu zobaczył przewidywane przejście. Korzystając ze swoich obserwacji, angielski astronom próbował oszacować odległość Ziemi od Słońca, która okazała się równa 95,6 mln km.

W 1667 roku Giovanni Domenico Cassini podjął pierwszą próbę określenia okresu obrotu Wenus wokół własnej osi. Uzyskana przez niego wartość była bardzo odległa od rzeczywistej i wyniosła 23 godziny 21 minut. Wynikało to z faktu, że Wenus trzeba było obserwować tylko raz dziennie i tylko przez kilka godzin. Kierując teleskop na planetę przez kilka dni i widząc cały czas ten sam obraz, Cassini doszedł do wniosku, że planeta Wenus dokonała pełnego obrotu wokół swojej osi.

Po obserwacjach Horrocks i Cassini oraz znając obliczenia Keplera, astronomowie na całym świecie z niecierpliwością czekali na kolejną okazję do obserwacji tranzytu Wenus. I taka szansa pojawiła się przed nimi w 1761 roku. Wśród astronomów, którzy prowadzili obserwacje, był nasz rosyjski naukowiec Michaił Wasiljewicz Łomonosow, który odkrył jasny pierścień wokół ciemnego dysku Wenus, gdy planeta wchodziła do dysku słonecznego, a także podczas jego opuszczania. Łomonosow wyjaśnił zaobserwowane zjawisko, które później nazwano jego imieniem („zjawisko Łomonosowa”), obecnością na Wenus atmosfery, w której załamywane są promienie słoneczne.

Osiem lat później obserwacje kontynuowali angielski astronom William Herschel i niemiecki astronom Johann Schröter, którzy po raz drugi „odkryli” atmosferę Wenus.

W latach 60. XIX wieku astronomowie zaczęli podejmować próby określenia składu odkrytej atmosfery Wenus, a przede wszystkim określenia w niej obecności tlenu i pary wodnej za pomocą analizy spektralnej. Nie znaleziono jednak ani tlenu, ani pary wodnej. Po pewnym czasie, już w XX wieku, wznowiono próby znalezienia „gazów życia”: obserwacje i badania prowadzili A. A. Belopolsky w Pułkowie (Rosja) i Vesto Melvin Slifer w Flagstaff (USA).

W tym samym XIX w. Włoski astronom Giovanni Schiaparelli ponownie próbował ustalić okres obrotu Wenus wokół własnej osi. Zakładając, że obrót Wenus do Słońca jest zawsze jednostronny, związany z jej bardzo powolnym obrotem, ustalił okres jej obrotu wokół własnej osi na 225 dni, czyli o 18 dni mniej niż rzeczywisty.

Ryc. 7 Obserwatorium Mount Wilson. Źródło: MWOA

W 1923 roku Edison Pettit i Seth Nicholson z Obserwatorium Mount Wilson w Kalifornii (USA) rozpoczęli pomiary temperatury górnych chmur Wenus, co następnie przeprowadziło wielu naukowców. Dziewięć lat później amerykańscy astronomowie W. Adams i T. Denham w tym samym obserwatorium odkryli w widmie Wenus trzy pasma należące do dwutlenku węgla (CO 2). Natężenie pasm doprowadziło do wniosku, że ilość tego gazu w atmosferze Wenus jest wielokrotnie większa niż jego zawartość w atmosferze ziemskiej. W atmosferze Wenus nie znaleziono żadnych innych gazów.

W 1955 roku William Sinton i John Strong (USA) zmierzyli temperaturę warstwy chmur na Wenus, która okazała się wynosić -40°C, a w pobliżu biegunów planety była jeszcze niższa.

Oprócz Amerykanów radzieccy naukowcy N.P. Barabaszow, V.V. byli zaangażowani w badanie warstwy chmur drugiej planety od Słońca. Szaronow i V.I. Yezersky, francuski astronom B. Liot. Ich badania, a także opracowana przez Sobolewa teoria rozpraszania światła przez gęste atmosfery planetarne wykazały, że wielkość cząstek obłoków Wenus wynosi około jednego mikrometra. Naukowcy musieli jedynie poznać naturę tych cząstek i dokładniej zbadać całą grubość warstwy chmur Wenus, a nie tylko jej górną granicę. W tym celu konieczne było wysłanie na planetę stacji międzyplanetarnych, które następnie zostały stworzone przez naukowców i inżynierów z ZSRR i USA.

Pierwszym statkiem kosmicznym wystrzelonym na planetę Wenus była Venera 1. Wydarzenie to miało miejsce 12 lutego 1961 r. Jednak po pewnym czasie komunikacja z urządzeniem została utracona i Venera-1 weszła na orbitę jako satelita Słońca.

Ryc. 8 „Venera-4”. Źródło: NSSDC

Ryc. 9 „Venera-5”. Źródło: NSSDC

Kolejna próba również nie powiodła się: aparat Venera-2 przeleciał na odległość 24 tys. Km. z planety. Tylko Venera 3, wystrzelona przez Związek Radziecki w 1965 roku, była w stanie stosunkowo blisko planety, a nawet wylądować na jej powierzchni, co ułatwił specjalnie zaprojektowany lądownik. Jednak z powodu awarii systemu sterowania stacją nie otrzymano żadnych danych o Wenus.

2 lata później – 12 czerwca 1967 roku na planetę wyruszyła Venera-4, również wyposażona w moduł opadania, którego celem było badanie właściwości fizycznych i składu chemicznego atmosfery Wenus za pomocą 2 termometrów oporowych, termometru barometrycznego czujnik, jonizacyjny miernik gęstości atmosferycznej oraz 11 wkładów - analizatory gazów. Urządzenie osiągnęło swój cel poprzez stwierdzenie obecności ogromnej ilości dwutlenku węgla, słabego pola magnetycznego otaczającego planetę i braku pasów radiacyjnych.

W 1969 roku w odstępie zaledwie 5 dni na Wenus od razu poleciały 2 stacje międzyplanetarne o numerach seryjnych 5 i 6.

Ich pojazdy zniżające, wyposażone w nadajniki radiowe, wysokościomierze radiowe i inny sprzęt naukowy, podczas opadania przekazywały informacje o ciśnieniu, temperaturze, gęstości i składzie chemicznym atmosfery. Okazało się, że ciśnienie atmosfery Wenus sięga 27 atmosfer; Nie udało się ustalić, czy może ona przekroczyć określoną wartość: pojazdy zjazdowe po prostu nie zostały zaprojektowane na wyższe ciśnienie. Temperatura atmosfery Wenus podczas opadania statku kosmicznego wahała się od 25° do 320°C. W składzie atmosfery dominował dwutlenek węgla z niewielką ilością azotu, tlenu i domieszka pary wodnej.

Ryc. 10 Marynarz 2. Źródło: NASA/JPL

Oprócz statku kosmicznego Związku Radzieckiego, planetę Wenus badały amerykańskie statki kosmiczne z serii Mariner, z których pierwszy z numerem seryjnym 2 (nr 1 uległ wypadkowi przy starcie) przeleciał obok planety w grudniu 1962 r., ustalając temperaturę jego powierzchni. Podobnie, podczas przelotu obok planety w 1967 roku, Wenus została zbadana przez inny amerykański statek kosmiczny, Mariner 5. Realizując swój program, piąty Mariner potwierdził przewagę dwutlenku węgla w atmosferze Wenus i odkrył, że ciśnienie w grubości tej atmosfery może sięgać 100 atmosfer, a temperatura - 400°C.

Należy zauważyć, że badania planety Wenus w latach 60. też przyszedł z Ziemi. W ten sposób, korzystając z metod radarowych, astronomowie amerykańscy i radzieccy ustalili, że obrót Wenus jest odwrotny, a okres rotacji Wenus wynosi ~243 dni.

15 grudnia 1970 roku sonda Venera-7 po raz pierwszy dotarła na powierzchnię planety i po 23 minutach pracy nad nią przekazała dane dotyczące składu atmosfery, temperatury poszczególnych jej warstw, a także ciśnienia, które zgodnie z wynikami pomiarów okazało się równe 90 atmosferom.

Półtora roku później, w lipcu 1972 r., na powierzchni Wenus wylądował kolejny radziecki aparat.

Za pomocą sprzętu naukowego zainstalowanego w module opadania zmierzono natężenie oświetlenia powierzchni Wenus na 350 ± 150 luksów (jak na Ziemi w pochmurny dzień), a gęstość skał powierzchniowych na 1,4 g/cm 3 . Stwierdzono, że chmury Wenus leżą na wysokości od 48 do 70 km, mają strukturę warstwową i składają się z kropelek 80% kwasu siarkowego.

W lutym 1974 roku Mariner 10 przeleciał obok Wenus, fotografując jej zachmurzenie przez 8 dni, aby zbadać dynamikę atmosfery. Na podstawie uzyskanych zdjęć można było określić okres rotacji warstwy chmur Wenus na 4 dni. Okazało się również, że obrót ten następuje zgodnie z ruchem wskazówek zegara, patrząc od bieguna północnego planety.

Rys. 11 Pojazd zjazdowy Venera-10. Źródło: NSSDC

Kilka miesięcy później, w październiku 1974 r., na powierzchni Wenus wylądowały radzieckie statki kosmiczne o numerach seryjnych 9 i 10. Po wylądowaniu w odległości 2200 km od siebie przesłały na Ziemię pierwsze panoramy powierzchni z miejsc lądowań. W ciągu godziny pojazdy zniżające przesłały informacje naukowe z powierzchni do statków kosmicznych, które zostały przeniesione na orbity sztucznych satelitów Wenus i przekazały je na Ziemię.

Należy zauważyć, że po lotach „Vener-9 i 10” Związek Radziecki wystrzelił wszystkie statki kosmiczne tej serii parami: najpierw jedno urządzenie zostało wysłane na planetę, a następnie drugie w minimalnym odstępie czasu.

Tak więc we wrześniu 1978 roku Venera-11 i Venera-12 udały się na Wenus. 25 grudnia tego samego roku ich pojazdy zstępujące dotarły na powierzchnię planety, wykonując szereg zdjęć i przesyłając część z nich na Ziemię. Częściowo dlatego, że nie otworzyły się pokrywy komór ochronnych jednego z pojazdów zjazdowych.

Podczas opadania urządzeń zarejestrowano wyładowania elektryczne w atmosferze Wenus, niezwykle silne i częste. Tak więc jedno z urządzeń wykryło 25 wyładowań na sekundę, drugie około tysiąca, a jedno z grzmotów trwało 15 minut. Według astronomów wyładowania elektryczne powiązano z aktywną aktywnością wulkaniczną w miejscach opadania statków kosmicznych.

Mniej więcej w tym samym czasie badania Wenus przeprowadziła już amerykańska sonda kosmiczna Pioneer Venera 1 wystrzelona 20 maja 1978 roku.

Po wejściu na 24-godzinną orbitę eliptyczną wokół planety 4 grudnia urządzenie przez półtora roku prowadziło radarowe mapowanie powierzchni, badając magnetosferę, jonosferę i strukturę chmur Wenus.

Ryc. 12 „Pioneer-Venera-1”. Źródło: NSSDC

Po pierwszym „pionierze” drugi udał się na Wenus. Stało się to 8 sierpnia 1978 r. 16 listopada pierwszy i największy z pojazdów zjazdowych oddzielił się od pojazdu 4 dni później 3 inne pojazdy zjazdowe oddzieliły się. 9 grudnia wszystkie cztery moduły weszły w atmosferę planety.

Na podstawie wyników badań pojazdów zstępujących Pioneer-Venera-2 określono skład atmosfery Wenus, w wyniku czego okazało się, że stężenie w niej argonu-36 i argonu-38 wynosi 50 -500 razy wyższe niż stężenie tych gazów w atmosferze ziemskiej. Atmosfera składa się głównie z dwutlenku węgla, z niewielkimi ilościami azotu i innych gazów. Pod chmurami planety odkryto ślady pary wodnej i wyższe niż oczekiwano stężenie tlenu cząsteczkowego.

Sama warstwa chmur, jak się okazało, składa się z co najmniej 3 dobrze określonych warstw.

Górna, położona na wysokości 65-70 km, zawiera krople stężonego kwasu siarkowego. Pozostałe 2 warstwy mają w przybliżeniu taki sam skład, z tą tylko różnicą, że w najniższej przeważają większe cząstki siarki. Na wysokościach poniżej 30 km. Atmosfera Wenus jest stosunkowo przezroczysta.

Podczas opadania urządzenia wykonywały pomiary temperatury, co potwierdziło kolosalny efekt cieplarniany panujący na Wenus. Tak więc, jeśli na wysokościach około 100 km temperatura wynosiła -93°C, to na szczycie chmur była -40°C, a następnie dalej rosła, osiągając na powierzchni 470°C...

W październiku-listopadzie 1981 r., w odstępie 5 dni, wystartowały „Venera-13” i „Venera-14”, których pojazdy zniżające w marcu, już 82., dotarły na powierzchnię planety, przesyłając panoramiczne zdjęcia miejsca lądowania na Ziemię, na których było widoczne żółto-zielone niebo Wenus, i po zbadaniu składu wenusjańskiej gleby, w której znaleźli: krzemionkę (do 50% całkowitej masy gleby), ałun glinowy ( 16%), tlenki magnezu (11%), żelazo, wapń i inne pierwiastki. Ponadto za pomocą urządzenia rejestrującego dźwięk zainstalowanego na Venera 13 naukowcy po raz pierwszy usłyszeli dźwięki innej planety, a mianowicie grzmotu.

Ryc. 13 Powierzchnia planety Wenus. Zdjęcie ze statku kosmicznego Venera 13 wykonane 1 marca 1982 r. Źródło: NSSDC

2 czerwca 1983 roku AMS (automatyczna stacja międzyplanetarna) Venera-15 wyruszyła w stronę planety Wenus, która 10 października tego samego roku weszła na orbitę polarną wokół planety. 14 października na orbitę wystrzelono Venera-16, wystrzeloną 5 dni później. Obie stacje zostały zaprojektowane do badania terenu Wenus za pomocą radarów zainstalowanych na pokładzie. Po ponad ośmiu miesiącach wspólnej pracy stacje uzyskały obraz powierzchni planety na rozległym obszarze: od bieguna północnego do ~30° szerokości geograficznej północnej. W wyniku przetworzenia tych danych powstała szczegółowa mapa północnej półkuli Wenus na 27 arkuszach i wydano pierwszy atlas rzeźby planety, która jednak obejmowała jedynie 25% jej powierzchni. Ponadto, w oparciu o materiały z kamer, radzieccy i amerykańscy kartografowie, w ramach pierwszego międzynarodowego projektu dotyczącego kartografii pozaziemskiej, odbywającego się pod patronatem Akademii Nauk i NASA, wspólnie stworzyli serię trzech map poglądowych północnej Wenus. Prezentacja tej serii map, zatytułowanej „Zestaw do planowania lotu Magellana”, odbyła się latem 1989 roku na Międzynarodowym Kongresie Geologicznym w Waszyngtonie.

Rys. 14 Moduł zniżania AMS „Vega-2”. Źródło: NSSDC

Po Wenus badania planety kontynuował radziecki statek kosmiczny z serii Vega. Były dwa takie urządzenia: Vega-1 i Vega-2, które z różnicą 6 dni wystrzeliły na Wenus w 1984 roku. Sześć miesięcy później urządzenia zbliżyły się do planety, następnie oddzieliły się od nich moduły zniżające, które po wejściu do atmosfery podzieliły się także na moduły lądujące i sondy balonowe.

2 sondy balonowe po napełnieniu helem skorup spadochronów dryfowały na wysokości około 54 km w różnych półkulach planety i przez dwa dni transmitowały dane, w tym czasie przeleciały odległość około 12 tys. km. Średnia prędkość, z jaką sondy przeleciały tę trasę, wyniosła 250 km/h, czemu sprzyjała potężna globalna rotacja atmosfery Wenus.

Dane sondy wykazały obecność bardzo aktywnych procesów w warstwie chmur, charakteryzujących się silnymi prądami skierowanymi w górę i w dół.

Kiedy sonda Vega-2 przeleciała w rejonie Afrodyty ponad szczytem o wysokości 5 km, wpadła w kieszeń powietrzną, gwałtownie opadając o 1,5 km. Obie sondy zarejestrowały również wyładowania atmosferyczne.

Lądowniki podczas opadania badały warstwę chmur i skład chemiczny atmosfery, po czym po miękkim lądowaniu na Równinie Rusałce rozpoczęły analizę gleby, mierząc widma fluorescencji rentgenowskiej. W obu miejscach, w których wylądowały moduły, odkryli skały o stosunkowo niskiej zawartości naturalnych pierwiastków promieniotwórczych.

W 1990 roku podczas wykonywania manewrów grawitacyjnych sonda Galileo przeleciała obok Wenus, z której została sfotografowana przez spektrometr podczerwieni NIMS, w wyniku czego okazało się, że przy długościach fali 1,1, 1,18 i 1, sygnał 02 µm koreluje z topografia powierzchni, to znaczy dla odpowiednich częstotliwości istnieją „okna”, przez które widoczna jest powierzchnia planety.

Ryc. 15 Załadunek stacji międzyplanetarnej Magellan do przedziału ładunkowego statku kosmicznego Atlantis. Źródło: JPL

Rok wcześniej, 4 maja 1989 roku, na planetę Wenus wyruszyła należąca do NASA stacja międzyplanetarna Magellan, która pracując do października 1994 roku otrzymała zdjęcia niemal całej powierzchni planety, wykonując jednocześnie szereg eksperymentów.

Badanie prowadzono do września 1992 roku, obejmując 98% powierzchni planety. Po wejściu na wydłużoną orbitę polarną wokół Wenus w sierpniu 1990 roku na wysokościach od 295 do 8500 km i okresie orbitalnym 195 minut, urządzenie sporządziło mapę wąskiego paska o szerokości od 17 do 28 km i długości około 70 tys. km każdy podejście do planety. W sumie takich pasków było 1800.

Ponieważ Magellan wielokrotnie filmował wiele obszarów pod różnymi kątami, co umożliwiło stworzenie trójwymiarowego modelu powierzchni, a także zbadanie ewentualnych zmian w krajobrazie. Obraz stereoskopowy uzyskano dla 22% powierzchni Wenus. Ponadto opracowano: mapę wysokości powierzchni Wenus uzyskaną za pomocą wysokościomierza (wysokościomierz) oraz mapę przewodności elektrycznej jej skał.

Na podstawie wyników zdjęć, na których z łatwością można było rozróżnić szczegóły o wielkości do 500 m, stwierdzono, że powierzchnię planety Wenus zajmują głównie pagórkowate równiny i jest stosunkowo młoda jak na standardy geologiczne - około 800 milionów lat stary. Na powierzchni znajduje się stosunkowo niewiele kraterów po meteorytach, ale często można znaleźć ślady aktywności wulkanicznej.

Od września 1992 do maja 1993 Magellan badał pole grawitacyjne Wenus. W tym okresie nie wykonywał radarów powierzchniowych, ale nadawał na Ziemię stały sygnał radiowy. Zmieniając częstotliwość sygnału, udało się określić najmniejsze zmiany prędkości urządzenia (tzw. efekt Dopplera), co pozwoliło zidentyfikować wszystkie cechy pola grawitacyjnego planety.

W maju Magellan rozpoczął swój pierwszy eksperyment: praktyczne zastosowanie technologii hamowania atmosferycznego w celu wyjaśnienia uzyskanych wcześniej informacji o polu grawitacyjnym Wenus. Aby to zrobić, jego najniższy punkt orbity został nieznacznie obniżony, tak aby urządzenie dotknęło górnych warstw atmosfery i zmieniło parametry orbity bez marnowania paliwa. W sierpniu orbita Magellana przebiegała na wysokościach 180–540 km, a okres obiegu wynosił 94 minuty. Na podstawie wyników wszystkich pomiarów sporządzono „mapę grawitacyjną”, obejmującą 95% powierzchni Wenus.

Wreszcie we wrześniu 1994 roku przeprowadzono końcowy eksperyment, którego celem było zbadanie górnych warstw atmosfery. Panele słoneczne urządzenia zostały rozłożone niczym łopaty wiatraka, a orbita Magellana została zmniejszona. Umożliwiło to uzyskanie informacji o zachowaniu cząsteczek w najwyższych warstwach atmosfery. 11 października orbita została obniżona po raz ostatni, a 12 października po wejściu w gęste warstwy atmosfery utracono kontakt z urządzeniem.

Podczas swojej operacji Magellan wykonał kilka tysięcy orbit wokół Wenus, trzykrotnie fotografując planetę za pomocą radarów bocznych.

Ryc. 16 Cylindryczna mapa powierzchni planety Wenus, sporządzona na podstawie zdjęć stacji międzyplanetarnej Magellan. Źródło: NASA/JPL

Po locie Magellana nastąpiła przerwa w historii badań Wenus przez statki kosmiczne na 11 długich lat. Program badań międzyplanetarnych Związku Radzieckiego został ograniczony, Amerykanie przerzucili się na inne planety, przede wszystkim na gazowych gigantów: Jowisza i Saturna. Dopiero 9 listopada 2005 roku Europejska Agencja Kosmiczna (ESA) wysłała na Wenus statek kosmiczny nowej generacji Venus Express, stworzony na tej samej platformie, co statek Mars Express wystrzelony 2 lata wcześniej.

Ryc.17 Ekspres Wenus. Źródło: ESA

5 miesięcy po wystrzeleniu, 11 kwietnia 2006 roku, urządzenie dotarło do planety Wenus, wkrótce wchodząc na bardzo wydłużoną orbitę eliptyczną i stając się jej sztucznym satelitą. W najbardziej odległym od centrum planety punkcie orbity (apocenter) Venus Express dotarł na odległość 220 tysięcy kilometrów od Wenus, a w najbliższym punkcie (perycentrum) przeleciał na wysokości zaledwie 250 kilometrów od Wenus powierzchnię planety.

Po pewnym czasie, dzięki subtelnym korektom orbity, perycentrum Venus Express obniżono jeszcze niżej, co umożliwiło urządzeniu wejście w bardzo górne warstwy atmosfery i na skutek tarcia aerodynamicznego raz za razem nieznacznie, ale z pewnością, zmniejszając prędkość, obniż wysokość apocentrum. W rezultacie parametry orbity, która stała się okołobiegunowa, uzyskały następujące parametry: wysokość apocentrum - 66 000 kilometrów, wysokość perycentrum - 250 kilometrów, okres orbitalny urządzenia - 24 godziny.

Parametry okołobiegunowej orbity roboczej Venus Express nie zostały wybrane przypadkowo: 24-godzinny okres orbitalny jest wygodny do regularnej komunikacji z Ziemią: zbliżając się do planety, urządzenie zbiera informacje naukowe, a oddalając się od niej, przeprowadza 8-godzinna sesja komunikacyjna, przesyłająca do 250 MB informacji. Kolejną ważną cechą orbity jest jej prostopadłość do równika Wenus, dlatego urządzenie ma możliwość szczegółowego badania polarnych regionów planety.

Po wejściu na orbitę okołobiegunową z urządzeniem spotkał się irytujący problem: spektrometr PFS, przeznaczony do badania składu chemicznego atmosfery, zawiódł, a raczej został wyłączony. Jak się okazało, zacięło się lustro, które miało przełączać „wygląd” instrumentu ze źródła odniesienia (na pokładzie sondy) na planetę. Po wielu próbach obejścia usterki inżynierom udało się obrócić lustro o 30 stopni, ale to nie wystarczyło, aby urządzenie zaczęło działać i ostatecznie trzeba było je wyłączyć.

12 kwietnia aparat po raz pierwszy sfotografował niesfotografowany wcześniej południowy biegun Wenus. Pierwsze zdjęcia, wykonane za pomocą spektrometru VIRTIS z wysokości 206 452 kilometrów nad powierzchnią, ukazały ciemny krater podobny do podobnej formacji nad biegunem północnym planety.

Ryc. 18 Chmury nad powierzchnią Wenus. Źródło: ESA

24 kwietnia kamera VMC wykonała serię zdjęć zachmurzenia Wenus w zakresie ultrafioletowym, co wiąże się ze znaczną – 50 proc. – absorpcją tego promieniowania w atmosferze planety. Po przyciągnięciu do siatki współrzędnych efektem był obraz mozaikowy obejmujący znaczny obszar chmur. Analiza tego zdjęcia ujawniła struktury wstęgowe o niskim kontraście, które powstały w wyniku silnego wiatru.

Miesiąc po przybyciu - 6 maja o godzinie 23:49 czasu moskiewskiego (19:49 UTC), Venus Express wszedł na swoją stałą orbitę roboczą z okresem orbitowania wynoszącym 18 godzin.

29 maja stacja przeprowadziła badanie w podczerwieni południowego regionu polarnego, odkrywając wir o bardzo nieoczekiwanym kształcie: składający się z dwóch „stref spokoju”, które są ze sobą w skomplikowany sposób połączone. Po dokładniejszym przestudiowaniu obrazu naukowcy doszli do wniosku, że przed nimi znajdowały się 2 różne konstrukcje leżące na różnych wysokościach. Nadal nie jest jasne, jak stabilna jest ta formacja atmosferyczna.

29 lipca VIRTIS wykonał 3 zdjęcia atmosfery Wenus, z których ułożono mozaikę ukazującą jej złożoną strukturę. Zdjęcia były wykonywane w odstępach około 30 minut i już zauważalnie nie pokrywały się na granicach, co wskazuje na dużą dynamikę atmosfery Wenus związaną z wiatrami huraganowymi wiejącymi z prędkością ponad 100 m/s.

Inny spektrometr zainstalowany na Venus Express, SPICAV, odkrył, że chmury w atmosferze Wenus mogą wznieść się na wysokość 90 kilometrów w postaci gęstej mgły i do 105 kilometrów, ale w postaci bardziej przejrzystej mgły. Wcześniej inne statki kosmiczne rejestrowały chmury tylko do wysokości 65 kilometrów nad powierzchnią.

Ponadto, wykorzystując jednostkę SOIR w ramach spektrometru SPICAV, naukowcy odkryli w atmosferze Wenus „ciężką” wodę, która zawiera atomy ciężkiego izotopu wodoru – deuteru. Zwykła woda w atmosferze planety wystarczy, aby pokryć całą jej powierzchnię 3-centymetrową warstwą.

Nawiasem mówiąc, znając procent „ciężkiej wody” w stosunku do zwykłej wody, możesz oszacować dynamikę bilansu wodnego Wenus w przeszłości i obecnie. Na podstawie tych danych zasugerowano, że w przeszłości na planecie mógł znajdować się ocean głęboki na kilkaset metrów.

Inny ważny instrument naukowy zainstalowany na statku Venus Express, analizator plazmy ASPERA, rejestrował duże tempo ucieczki materii z atmosfery Wenus, a także śledził trajektorie innych cząstek, w szczególności jonów helu pochodzenia słonecznego.

„Venus Express” działa do dziś, choć szacowany czas misji urządzenia bezpośrednio na planetę wyniósł 486 dni ziemskich. Misję można jednak przedłużyć, jeśli pozwolą na to zasoby stacji, na kolejny podobny okres, co najwyraźniej miało miejsce.

Obecnie Rosja opracowuje już całkowicie nowy statek kosmiczny - stację międzyplanetarną „Venera-D”, przeznaczoną do szczegółowego badania atmosfery i powierzchni Wenus. Oczekuje się, że stacja będzie mogła działać na powierzchni planety przez 30 dni, a być może nawet dłużej.

Po drugiej stronie oceanu – w USA, na zlecenie NASA, także Global Aerospace Corporation zaczęła niedawno opracowywać projekt eksploracji Wenus za pomocą balonu, tzw. „Ukierunkowany robot do badań lotniczych” lub DARE.

Zakłada się, że balon DARE o średnicy 10 m będzie pływał w warstwie chmur planety na wysokości 55 km. Wysokość i kierunek lotu DARE będzie kontrolowany przez stratoplan, który wygląda jak mały samolot.

Na kablu pod balonem będzie gondola z kamerami telewizyjnymi i kilkudziesięciu małych sond, które zostaną zrzucone na powierzchnię w interesujących obszarach w celu obserwacji i badania składu chemicznego najróżniejszych struktur geologicznych na powierzchni planety . Obszary te zostaną wybrane na podstawie szczegółowych badań terenu.

Czas trwania misji balonowej wynosi od sześciu miesięcy do roku.

Ruch orbitalny i obrót Wenus

Ryc. 19 Odległość planet ziemskich od Słońca. Źródło: Instytut Księżycowy i Planetarny

Wokół Słońca planeta Wenus porusza się po orbicie zbliżonej do kołowej, nachylonej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 3°23”39”. Mimośród orbity Wenus jest najmniejszy w Układzie Słonecznym i wynosi zaledwie 0,0068. Dlatego odległość planety od Słońca zawsze pozostaje w przybliżeniu taka sama i wynosi 108,21 miliona km, ale odległość między Wenus a Ziemią jest różna i mieści się w szerokich granicach: od 38 do 258 milionów km.

Na swojej orbicie, położonej pomiędzy orbitami Merkurego i Ziemi, planeta Wenus porusza się ze średnią prędkością 34,99 km/s i okresem gwiazdowym równym 224,7 ziemskich dni.

Wenus obraca się wokół swojej osi znacznie wolniej niż na orbicie: Ziemi udaje się obrócić 243 razy, a Wenus tylko 1. To znaczy. Okres jego obrotu wokół własnej osi wynosi 243,0183 dni ziemskich.

Co więcej, obrót ten nie następuje z zachodu na wschód, jak wszystkie inne planety z wyjątkiem Urana, ale ze wschodu na zachód.

Odwrotny obrót planety Wenus powoduje, że dzień na niej trwa 58 ziemskich dni, tyle samo trwa noc, a długość dnia wenusjańskiego wynosi 116,8 ziemskich dni, więc w roku wenusjańskim można zobaczyć tylko 2 wschody i 2 zachody słońca, a wschód słońca nastąpi na zachodzie, a zachód słońca na wschodzie.

Prędkość obrotową ciała stałego Wenus można wiarygodnie określić jedynie za pomocą radaru, ze względu na ciągłe zachmurzenie zasłaniające jego powierzchnię przed obserwatorem. Pierwsze odbicie radarowe od Wenus otrzymano w 1957 r. i najpierw wysłano na Wenus impulsy radiowe, aby zmierzyć odległość i wyjaśnić jednostkę astronomiczną.

W latach 80. w USA i ZSRR zaczęto badać rozmycie częstotliwości odbitego impulsu („widmo odbitego impulsu”) i opóźnienie w czasie. Rozmycie częstotliwości tłumaczy się obrotem planety (efekt Dopplera), opóźnienie w czasie wynika z różnych odległości od środka i krawędzi dysku. Badania te przeprowadzono głównie na falach radiowych UHF.

Oprócz tego, że obrót Wenus jest odwrotny, ma ona jeszcze jedną bardzo interesującą cechę. Prędkość kątowa tego obrotu (2,99 · 10 -7 rad/s) jest taka, że ​​podczas koniunkcji dolnej Wenus jest cały czas zwrócona w stronę Ziemi tą samą stroną. Przyczyny takiej zgodności między obrotem Wenus a ruchem orbitalnym Ziemi nie są jeszcze jasne...

I na koniec powiedzmy, że nachylenie płaszczyzny równikowej Wenus do płaszczyzny jej orbity nie przekracza 3°, dlatego zmiany sezonowe na planecie są nieznaczne, a pór roku nie ma w ogóle.

Wewnętrzna struktura planety Wenus

Średnia gęstość Wenus jest jedną z najwyższych w Układzie Słonecznym: 5,24 g/cm 3 , czyli tylko o 0,27 g mniej niż gęstość Ziemi. Masy i objętości obu planet są również bardzo podobne, z tą różnicą, że dla Ziemi parametry te są nieco większe: masa 1,2 razy, objętość 1,15 razy.

Ryc.20 Wewnętrzna budowa planety Wenus. Źródło: NASA

Na podstawie rozważonych parametrów obu planet możemy stwierdzić, że ich struktura wewnętrzna jest podobna. I rzeczywiście: Wenus, podobnie jak Ziemia, składa się z 3 warstw: skorupy, płaszcza i jądra.

Najwyższą warstwą jest skorupa Wenus o grubości około 16 km. Skorupa składa się z bazaltów o niskiej gęstości - około 2,7 g/cm 3 i powstała w wyniku wylania się lawy na powierzchnię planety. Prawdopodobnie dlatego skorupa Wenus ma stosunkowo niewielki wiek geologiczny – około 500 milionów lat. Według niektórych naukowców proces wylewania lawy na powierzchnię Wenus zachodzi z pewną częstotliwością: po pierwsze, substancja w płaszczu na skutek rozpadu pierwiastków radioaktywnych nagrzewa się: przepływy konwekcyjne lub pióropusze pękają skorupę planety , tworząc unikalne cechy powierzchni - tessery. Po osiągnięciu określonej temperatury strumienie lawy wypływają na powierzchnię, pokrywając prawie całą planetę warstwą bazaltu. Wylewy bazaltu zdarzały się wielokrotnie, a w okresach spokojnej aktywności wulkanicznej równiny lawy rozciągały się w wyniku ochłodzenia, a następnie utworzyły się pasy wenusjańskich pęknięć i grzbietów. Wydawało się, że około 500 milionów lat temu procesy zachodzące w górnym płaszczu Wenus uspokoiły się, prawdopodobnie z powodu wyczerpania się wewnętrznego ciepła.

Pod skorupą planetarną znajduje się druga warstwa, płaszcz, który rozciąga się na głębokość około 3300 km aż do granicy z żelaznym jądrem. Najwyraźniej płaszcz Wenus składa się z dwóch warstw: stałego dolnego płaszcza i częściowo stopionego górnego płaszcza.

Jądro Wenus, którego masa stanowi około jednej czwartej całkowitej masy planety i której gęstość wynosi 14 g/cm 3, jest stałe lub częściowo stopione. Założenie to zostało przyjęte na podstawie badania pola magnetycznego planety, które po prostu nie istnieje. A skoro nie ma pola magnetycznego, to znaczy, że nie ma źródła generującego to pole magnetyczne, czyli tzw. w żelaznym rdzeniu nie ma ruchu naładowanych cząstek (przepływów konwekcyjnych), dlatego w rdzeniu nie ma ruchu materii. To prawda, że ​​pole magnetyczne może nie zostać wytworzone z powodu powolnego obrotu planety...

Powierzchnia planety Wenus

Kształt planety Wenus jest zbliżony do kulistego. Dokładniej, można go przedstawić za pomocą trójosiowej elipsoidy, której kompresja polarna jest o dwa rzędy wielkości mniejsza niż w przypadku Ziemi.

W płaszczyźnie równikowej półosie elipsoidy Wenus wynoszą 6052,02 ± 0,1 km i 6050,99 ± 0,14 km. Półoś biegunowa wynosi 6051,54±0,1 km. Znając te wymiary, możemy obliczyć powierzchnię Wenus - 460 milionów km 2.

Ryc. 21 Porównanie planet Układu Słonecznego. Źródło: strona internetowa

Dane dotyczące rozmiarów ciała stałego Wenus uzyskano za pomocą metod interferencji radiowej i udoskonalono za pomocą radiowych pomiarów wysokości i trajektorii, gdy planeta znalazła się w zasięgu statku kosmicznego.

Ryc. 22 Region Estli na Wenus. W oddali widać wysoki wulkan. Źródło: NASA/JPL

Większą część powierzchni Wenus zajmują równiny (do 85% całkowitej powierzchni planety), wśród których dominują gładkie, nieco skomplikowane siecią wąskich, krętych, delikatnie nachylonych grzbietów, dominują równiny bazaltowe. Znacznie mniejszy obszar niż gładkie zajmują równiny klapowe lub pagórkowate (do 10% powierzchni Wenus). Typowe dla nich są wypustki przypominające języczki, przypominające ostrza, różniące się jasnością radiową, co można interpretować jako rozległe pokrywy lawowe bazaltów o niskiej lepkości, a także liczne stożki i kopuły o średnicy 5-10 km, czasem z kraterami na szczytach. Na Wenus występują również obszary równin, które są gęsto pokryte pęknięciami lub praktycznie nie są zakłócane deformacjami tektonicznymi.

Ryc.23 Archipelag Isztar. Źródło: NASA/JPL/USGS

Oprócz równin na powierzchni Wenus odkryto trzy rozległe wzniesienia, którym nadano imiona ziemskich bogiń miłości.

Jednym z takich obszarów jest Archipelag Isztar – rozległy region górski na półkuli północnej wielkością porównywalną z Australią. W centrum archipelagu leży płaskowyż Lakshmi pochodzenia wulkanicznego, który jest dwukrotnie większy od Tybetu na Ziemi. Od zachodu płaskowyż ograniczony jest Górami Akny, od północnego zachodu górami Freya do wysokości 7 km, a od południa pofałdowanymi Górami Danu oraz półkami Westy i Ut, przy całkowitym spadku do 3 km i więcej. Wschodnia część płaskowyżu „wpada” w najwyższy system górski Wenus - Góry Maxwell, nazwane na cześć angielskiego fizyka Jamesa Maxwella. Centralna część pasma górskiego wznosi się na wysokość 7 km, a poszczególne szczyty górskie położone w pobliżu południka zerowego (63° N i 2,5° E) wznoszą się na wysokość 10,81–11,6 km, czyli 15 km wyżej niż głęboki rów Wenus, który leży w pobliżu równika.

Kolejnym wzniesionym obszarem jest Archipelag Afrodyty, który rozciąga się wzdłuż równika Wenus i ma jeszcze większy rozmiar: 41 milionów km 2, chociaż wysokości tutaj są niższe.

To rozległe terytorium, położone w obszarze równikowym Wenus i rozciągające się na długości 18 tysięcy km, obejmuje długości geograficzne od 60° do 210°. Rozciąga się od 10° szerokości geograficznej północnej. do 45° S km, a jego wschodni kraniec – region Atly – rozciąga się do 30° szerokości geograficznej północnej.

Trzecim wzniesionym regionem Wenus jest kraina Łada, która leży na południowej półkuli planety, naprzeciwko archipelagu Isztar. Jest to teren dość płaski, którego średnia wysokość powierzchniowa wynosi blisko 1 km, a maksymalna (nieco ponad 3 km) osiągana jest przy koronie Quetzalpetlatl o średnicy 780 km.

Ryc. 24 Tessera Ba "het. Źródło: NASA/JPL

Oprócz tych wzniesionych obszarów, ze względu na swój rozmiar i wysokość, zwanych „lądami”, na powierzchni Wenus wyróżniają się inne, mniej rozległe. Takie jak na przykład tessery (z greckiego - płytka), czyli wzgórza lub wyżyny o wielkości od setek do tysięcy kilometrów, których powierzchnię przecinają w różnych kierunkach systemy schodkowych grzbietów i oddzielających je rowów, utworzone przez roje uskoków tektonicznych.

Grzbiety lub grzbiety w obrębie tesser mogą być liniowe i rozciągać się: do wielu setek kilometrów. I mogą być ostre lub odwrotnie zaokrąglone, czasem z płaską górną powierzchnią, ograniczoną pionowymi występami, co przypomina połączenie chwytaków wstęgowych i zrogowaceń w warunkach lądowych. Często grzbiety przypominają pomarszczoną warstwę zamarzniętej galaretki lub lawy linowej bazaltów Wysp Hawajskich. Grzbiety mogą osiągać wysokość do 2 km, a półki skalne do 1 km.

Rowy oddzielające grzbiety rozciągają się daleko poza wyżyny, rozciągając się na tysiące kilometrów przez rozległe równiny Wenus. Są one podobne pod względem topografii i morfologii do ziemskich stref szczelin i wydają się mieć ten sam charakter.

Powstawanie samych tesser wiąże się z powtarzającymi się ruchami tektonicznymi górnych warstw Wenus, którym towarzyszy ściskanie, rozciąganie, rozszczepianie, podnoszenie i opuszczanie różnych części powierzchni.

Są to, trzeba powiedzieć, najstarsze formacje geologiczne na powierzchni planety, dlatego nadano im odpowiednie nazwy: na cześć bogiń związanych z czasem i losem. Tak więc duża wyżyna rozciągająca się na 3000 km w pobliżu bieguna północnego nazywana jest tesserą fortuny, a na południe od niej znajduje się tessera Laima, nazwana na cześć łotewskiej bogini szczęścia i losu.

Razem z lądami lub kontynentami tessery zajmują nieco ponad 8,3% powierzchni planety, tj. dokładnie 10 razy mniejszy obszar niż równiny i być może stanowią podstawę znacznego, jeśli nie całego, terytorium równin. Pozostałe 12% terytorium Wenus zajmuje 10 rodzajów płaskorzeźby: korony, uskoki i kaniony tektoniczne, kopuły wulkaniczne, „pajęczynówki”, tajemnicze kanały (bruzdy, linie), grzbiety, kratery, paterae, kratery z ciemnymi parabolami, wzgórza. Przyjrzyjmy się każdemu z tych elementów reliefowych bardziej szczegółowo.

Ryc. 25 Korona jest unikalnym detalem reliefowym na Wenus. Źródło: NASA/JPL

Korony, które dorównują tesserom, unikalnym szczegółom płaskorzeźby powierzchni Wenus, to duże wgłębienia wulkaniczne o owalnym lub okrągłym kształcie z podwyższoną częścią środkową, otoczone wałkami, grzbietami i zagłębieniami. Centralną część koron zajmuje rozległy płaskowyż międzygórski, z którego w pierścieniach rozciągają się pasma górskie, często wznoszące się ponad środkową część płaskowyżu. Rama pierścieniowa koron jest zwykle niekompletna.

Według wyników badań ze statku kosmicznego na planecie Wenus odkryto kilkaset Ventsovów. Korony różnią się między sobą wielkością (od 100 do 1000 km) i wiekiem tworzących je skał.

Korony powstały najwyraźniej w wyniku aktywnych przepływów konwekcyjnych w płaszczu Wenus. Wokół wielu koron obserwuje się zastygłe strumienie lawy, rozchodzące się na boki w postaci szerokich języków z ząbkowaną krawędzią zewnętrzną. Najwyraźniej to korony mogły służyć jako główne źródła, przez które stopiona materia z wnętrza przedostała się na powierzchnię planety, zestalając się, tworząc rozległe płaskie obszary zajmujące do 80% terytorium Wenus. Te obfite źródła stopionych skał zostały nazwane na cześć bogiń płodności, żniw i kwiatów.

Niektórzy naukowcy uważają, że korony poprzedza inna specyficzna forma płaskorzeźby Wenus – pajęczynówki. Pajęczaki, które otrzymały swoją nazwę ze względu na ich zewnętrzne podobieństwo do pająków, mają kształt korony, ale są mniejsze. Jasne linie, rozciągające się na wiele kilometrów od ich środków, mogą odpowiadać pęknięciom powierzchni powstałym podczas erupcji magmy z wnętrza planety. W sumie znanych jest około 250 pajęczaków.

Oprócz tesser, koron i pajęczaków powstawanie uskoków tektonicznych lub rowów wiąże się z procesami endogenicznymi (wewnętrznymi). Uskoki tektoniczne często grupują się w rozległe (do tysięcy kilometrów) pasy, bardzo rozpowszechnione na powierzchni Wenus i można je powiązać z innymi formami strukturalnymi rzeźby, np. kaniony, które swoją budową przypominają ziemskie szczeliny kontynentalne. W niektórych przypadkach obserwuje się niemal ortogonalny (prostokątny) układ wzajemnie przecinających się pęknięć.

Ryc.27 Góra Maat. Źródło: JPL

Wulkany są również bardzo rozpowszechnione na powierzchni Wenus: są ich tysiące. Co więcej, niektóre z nich osiągają ogromne rozmiary: do 6 km wysokości i 500 km szerokości. Ale większość wulkanów jest znacznie mniejsza: mają tylko 2-3 km szerokości i 100 m wysokości. Zdecydowana większość wulkanów Wenus wygasła, ale niektóre mogą nadal wybuchać. Najbardziej oczywistym kandydatem na aktywny wulkan jest Mount Maat.

W wielu miejscach na powierzchni Wenus odkryto tajemnicze rowki i linie o długości od setek do kilku tysięcy kilometrów i szerokości od 2 do 15 km. Zewnętrznie są podobne do dolin rzecznych i mają te same cechy: meandry w kształcie meandrów, rozbieżność i zbieżność poszczególnych „kanałów”, a w rzadkich przypadkach coś podobnego do delty.

Najdłuższym kanałem na planecie Wenus jest Dolina Baltis, o długości około 7000 km i bardzo stałej szerokości (2-3 km).

Nawiasem mówiąc, na zdjęciach z satelitów Venera 15 i Venera 16 odkryto północną część doliny Baltis, ale rozdzielczość zdjęć w tamtym czasie nie była na tyle wysoka, aby dostrzec szczegóły tej formacji, i została ona zmapowana jako przedłużone pęknięcie niewiadomego pochodzenia.

Ryc. 28 Kanały na Wenus w obrębie krainy Łada. Źródło: NASA/JPL

Pochodzenie dolin i kanałów Wenus pozostaje tajemnicą, przede wszystkim dlatego, że naukowcy nie znają cieczy zdolnej przeciąć powierzchnię na tak duże odległości. Obliczenia naukowców wykazały, że lawa bazaltowa, której ślady erupcji są rozległe na całej powierzchni planety, nie miałaby wystarczających rezerw ciepła, aby płynąć w sposób ciągły i topić substancję równin bazaltowych, przecinając w nich kanały na tysiące kilometrów . Przecież podobne kanały znane są na przykład na Księżycu, chociaż ich długość wynosi zaledwie kilkadziesiąt kilometrów.

Dlatego jest prawdopodobne, że ciecz, która przecinała bazaltowe równiny Wenus przez setki i tysiące kilometrów, mogła być przegrzaną lawą komatyitową lub nawet bardziej egzotycznymi cieczami, takimi jak stopione węglany lub stopiona siarka. Pochodzenie dolin Wenus jest nieznane do końca...

Oprócz dolin, które są negatywną formą płaskorzeźby, na równinach Wenus powszechne są także pozytywne formy płaskorzeźby – grzbiety, zwane także jednym z elementów specyficznej płaskorzeźby tessera. Grzbiety często formują się w wydłużone (do 2000 km i więcej) pasy o szerokości kilkuset kilometrów. Szerokość pojedynczego grzbietu jest znacznie mniejsza: rzadko do 10 km, a na równinach zmniejsza się do 1 km. Wysokości grzbietów wahają się od 1,0-1,5 do 2 km, a ograniczające je występy dochodzą do 1 km. Jasne, kręte grzbiety na tle ciemniejszego obrazu radiowego równin reprezentują najbardziej charakterystyczny wzór powierzchni Wenus i zajmują ~70% jej powierzchni.

Takie cechy powierzchni Wenus jak wzgórza są bardzo podobne do grzbietów, z tą różnicą, że ich rozmiary są mniejsze.

Wszystkie opisane powyżej formy (lub typy) rzeźby powierzchni Wenus zawdzięczają swoje pochodzenie energii wewnętrznej planety. Na Wenus występują tylko trzy rodzaje płaskorzeźb, których powstanie jest spowodowane przyczynami zewnętrznymi: kratery, paterae i kratery z ciemnymi parabolami.

W przeciwieństwie do wielu innych ciał Układu Słonecznego: planet ziemskich, asteroid, na Wenus odkryto stosunkowo niewiele kraterów po uderzeniach meteorytów, co wiąże się z aktywną aktywnością tektoniczną, która ustała 300-500 milionów lat temu. Aktywność wulkaniczna postępowała bardzo szybko, gdyż w przeciwnym razie liczba kraterów na starszych i młodszych obszarach znacznie by się różniła, a ich rozmieszczenie na powierzchni nie byłoby przypadkowe.

W sumie na powierzchni Wenus odkryto do tej pory 967 kraterów o średnicy od 2 do 275 km (w kraterze Mead). Kratery umownie dzieli się na duże (powyżej 30 km) i małe (poniżej 30 km), które stanowią 80% ogólnej liczby wszystkich kraterów.

Gęstość kraterów uderzeniowych na powierzchni Wenus jest bardzo niska: około 200 razy mniejsza niż na Księżycu i 100 razy mniejsza niż na Marsie, co odpowiada zaledwie 2 kraterom na 1 milion km 2 powierzchni Wenus.

Oglądając zdjęcia powierzchni planety wykonane przez sondę Magellan, naukowcy byli w stanie dostrzec pewne aspekty powstawania kraterów uderzeniowych w warunkach Wenus. Wokół kraterów odkryto promienie świetlne i pierścienie – skały wyrzucone podczas eksplozji. W wielu kraterach część emisji to substancja ciekła, tworząca rozległe strumienie o długości kilkudziesięciu kilometrów, zwykle skierowane w jednym kierunku od krateru. Jak dotąd naukowcy nie ustalili jeszcze, jaki to rodzaj cieczy: przegrzany stop uderzeniowy czy zawiesina drobnoklastycznej substancji stałej i kropelek stopu zawieszonych w atmosferze przypowierzchniowej.

Kilka kraterów Wenus jest zalanych lawą z sąsiednich równin, jednak zdecydowana większość z nich ma bardzo wyraźny wygląd, co wskazuje na słabą intensywność procesów erozji materiału na powierzchni Wenus.

Dna większości kraterów na Wenus są ciemne, co wskazuje na gładką powierzchnię.

Innym powszechnym typem terenu są kratery z ciemnymi parabolami, a główny obszar zajmują ciemne (na obrazach radiowych) parabole, których łączna powierzchnia stanowi prawie 6% całej powierzchni Wenus. Kolor paraboli wynika z faktu, że składają się one z osłony drobnoklasycznego materiału o grubości do 1-2 m, powstałej w wyniku emisji z kraterów uderzeniowych. Możliwe jest również, że materiał ten został przetworzony w wyniku procesów eolicznych, które panowały w wielu rejonach Wenus, pozostawiając wiele kilometrów pasmowej rzeźby eolicznej.

Patery przypominają kratery i kratery z ciemnymi parabolami - kratery o nieregularnym kształcie lub złożone kratery z ząbkowanymi krawędziami.

Wszystkie powyższe dane zostały zebrane, gdy planeta Wenus znajdowała się w zasięgu statków kosmicznych (seria radziecka, seria Venus i seria amerykańska, Mariner i Pioneer-Venus).

W ten sposób w październiku 1975 roku pojazdy zniżające Venera-9 i Venera-10 wykonały miękkie lądowanie na powierzchni planety i przesłały obrazy miejsca lądowania na Ziemię. Były to pierwsze na świecie zdjęcia przesłane z powierzchni innej planety. Obraz w promieniach widzialnych uzyskano za pomocą telefotometru – układu, którego zasada działania przypomina mechaniczną telewizję.

Oprócz fotografowania powierzchni sondy Venera-8, Venera-9 i Venera-10 mierzyły gęstość skał powierzchniowych i zawartość w nich naturalnych pierwiastków promieniotwórczych.

Na lądowiskach Venera-9 i Venera-10 gęstość skał powierzchniowych kształtowała się na poziomie zbliżonym do 2,8 g/cm 3, a na podstawie zawartości pierwiastków promieniotwórczych można wnioskować, że skały te mają skład zbliżony do bazaltów – najbardziej rozpowszechnione skały magmowe skorupy ziemskiej...

W 1978 roku uruchomiono amerykański aparat Pioneer-Venus, w wyniku którego powstała mapa topograficzna stworzona na podstawie badań radarowych.

Wreszcie w 1983 roku sondy Venera 15 i Venera 16 weszły na orbitę wokół Wenus. Za pomocą radaru zbudowali mapę północnej półkuli planety aż do 30° równoleżnika w skali 1:5 000 000 i po raz pierwszy odkryli tak unikalne cechy powierzchni Wenus, jak tessery i korony.

Jeszcze bardziej szczegółowe mapy całej powierzchni ze szczegółami dochodzącymi do 120 m uzyskał w 1990 roku statek Magellan. Za pomocą komputerów informacje radarowe zamieniono na obrazy przypominające fotografie przedstawiające wulkany, góry i inne elementy krajobrazu.

Ryc. 30 Mapa topograficzna Wenus sporządzona na podstawie zdjęć ze stacji międzyplanetarnej Magellan. Źródło: NASA

Zgodnie z decyzją Międzynarodowej Unii Astronomicznej mapa Wenus zawiera wyłącznie imiona żeńskie, ponieważ sama Wenus, jedyna planeta, nosi imię żeńskie. Są tylko 3 wyjątki od tej reguły: Góry Maxwell oraz regiony Alfa i Beta.

Nazwy szczegółów jego płaskorzeźby, zaczerpnięte z mitologii różnych ludów świata, nadawane są zgodnie z ustaloną procedurą. Lubię to:

Wzgórza noszą nazwy bogiń, tytanii i olbrzymek. Na przykład region Ulfrun, nazwany na cześć jednej z dziewięciu gigantek w mitach skandynawskich.

Niziny są bohaterkami mitów. Najgłębsza nizina Atalanty, położona na północnych szerokościach geograficznych Wenus, została nazwana na cześć jednej z bohaterek starożytnej mitologii greckiej.

Bruzdy i linie zostały nazwane na cześć mitologicznych postaci-wojowniczek.

Korony ku czci bogiń płodności i rolnictwa. Chociaż najbardziej znaną z nich jest korona Pawłowej o średnicy około 350 km, nazwana na cześć rosyjskiej baletnicy.

Grzbiety zostały nazwane na cześć bogiń nieba, mitologicznych postaci kobiecych kojarzonych z niebem i światłem. Tak więc wzdłuż jednej z równin rozciągały się grzbiety Czarownicy. A równinę Beregini przecinają grzbiety Hery z północnego zachodu na południowy wschód.

Krainy i płaskowyże noszą nazwy bogiń miłości i piękna. Tak więc jeden z kontynentów (krajów) Wenus nazywany jest krainą Isztar i jest regionem wysokogórskim z rozległym płaskowyżem Lakshmi pochodzenia wulkanicznego.

Kaniony na Wenus noszą nazwy mitologicznych postaci związanych z lasem, polowaniami czy Księżycem (podobnie jak rzymska Artemida).

Górzysty teren na półkuli północnej planety przecina długi kanion Baby Jagi. W regionach Beta i Phoebe wyróżnia się Kanion Devana. A od regionu Temidy do krainy Afrodyty największy wenusjański kamieniołom, Parnge, rozciąga się na ponad 10 tysięcy km.

Duże kratery noszą nazwy od imion sławnych kobiet. Małe kratery mają po prostu zwyczajne żeńskie imiona. Tak więc na wysokogórskim płaskowyżu Lakshmi można znaleźć małe kratery Berta, Ludmiła i Tamara, położone na południe od gór Freya i na wschód od dużego krateru Osipenko. Obok korony Nefertiti znajduje się krater Potanin, nazwany na cześć rosyjskiego odkrywcy Azji Środkowej, a obok niego krater Voynicha (angielskiego pisarza, autora powieści „Gadfly”). A największy krater na planecie został nazwany na cześć amerykańskiej etnografki i antropolożki Margaret Mead.

Patery nazywane są według tej samej zasady, co duże kratery, tj. pod nazwiskami znanych kobiet. Przykład: Ojciec Salfo.

Równiny noszą nazwy bohaterek różnych mitów. Na przykład równiny Snow Maiden i Baby Jagi. Równina Louhi rozciąga się wokół Bieguna Północnego - kochanki Północy w mitach karelskich i fińskich.

Tessery zostały nazwane na cześć bogiń losu, szczęścia i powodzenia. Na przykład największa spośród tesser Wenus nazywa się tessera Tellurium.

Półki są ku czci bogiń paleniska: Westy, Ut itp.

Trzeba powiedzieć, że planeta przoduje pod względem liczby nazwanych części wśród wszystkich ciał planetarnych. Wenus ma największą różnorodność imion w zależności od ich pochodzenia. Oto imiona z mitów o 192 różnych narodowościach i grupach etnicznych ze wszystkich kontynentów świata. Co więcej, nazwy są rozproszone po całej planecie, bez tworzenia „regionów narodowych”.

Na zakończenie opisu powierzchni Wenus przedstawiamy krótką strukturę współczesnej mapy planety.

Już w połowie lat 60. za południk zerowy (odpowiadający ziemskiemu Greenwich) na mapie Wenus uznawano południk przechodzący przez środek jasnego (na obrazach radarowych) zaokrąglonego obszaru o średnicy 2 tys. km, położonego w południowej półkuli planety i zwany regionem Alfa od pierwszej litery alfabetu greckiego. Później, wraz ze wzrostem rozdzielczości tych zdjęć, położenie południka zerowego przesunięto o około 400 km tak, że przeszedł on przez małą, jasną plamkę pośrodku dużej struktury pierścieniowej o średnicy 330 km zwanej Ewą. Po stworzeniu pierwszych obszernych map Wenus w 1984 roku odkryto, że dokładnie na południku zerowym, na północnej półkuli planety, znajdował się niewielki krater o średnicy 28 km. Krater nazwano Ariadną na cześć bohaterki greckiego mitu i był znacznie wygodniejszym punktem odniesienia.

Południk zerowy wraz z południkiem 180° dzieli powierzchnię Wenus na 2 półkule: wschodnią i zachodnią.

Atmosfera Wenus. Warunki fizyczne na planecie Wenus

Nad martwą powierzchnią Wenus znajduje się wyjątkowa atmosfera, najgęstsza w Układzie Słonecznym, odkryta w 1761 roku przez M.V. Łomonosow, który obserwował przejście planety przez tarczę Słońca.

Ryc. 31 Wenus pokryta chmurami. Źródło: NASA

Atmosfera Wenus jest tak gęsta, że ​​absolutnie niemożliwe jest dostrzeżenie przez nią jakichkolwiek szczegółów na powierzchni planety. Dlatego przez długi czas wielu badaczy uważało, że warunki na Wenus były zbliżone do tych na Ziemi w okresie karbońskim i dlatego żyła tam podobna fauna. Jednak badania przeprowadzone przy użyciu pojazdów opadających stacji międzyplanetarnych wykazały, że klimat Wenus i klimat Ziemi to dwie duże różnice i nie ma między nimi nic wspólnego. Jeśli więc temperatura dolnej warstwy powietrza na Ziemi rzadko przekracza +57°C, to na Wenus temperatura powierzchniowej warstwy powietrza osiąga 480°C, a jej dobowe wahania są nieznaczne.

Znaczące różnice obserwuje się także w składzie atmosfer obu planet. Jeśli w atmosferze ziemskiej przeważającym gazem jest azot, z wystarczającą zawartością tlenu, znikomą zawartością dwutlenku węgla i innych gazów, to w atmosferze Wenus sytuacja jest dokładnie odwrotna. Przeważająca część atmosfery to dwutlenek węgla (~97%) i azot (około 3%), z niewielkimi dodatkami pary wodnej (0,05%), tlenu (tysięczne części procenta), argonu, neonu, helu i kryptonu. W bardzo małych ilościach występują także zanieczyszczenia SO, SO 2, H 2 S, CO, HCl, HF, CH 4, NH 3.

Ciśnienie i gęstość atmosfer obu planet są również bardzo różne. Przykładowo ciśnienie atmosferyczne na Wenus wynosi około 93 atmosfery (93 razy więcej niż na Ziemi), a gęstość atmosfery Wenus jest prawie o dwa rzędy wielkości większa od gęstości atmosfery ziemskiej i tylko 10 razy mniejsza od gęstości Z wody. Tak duża gęstość nie może nie wpłynąć na całkowitą masę atmosfery, która jest w przybliżeniu 93 razy większa od masy atmosfery ziemskiej.

Jak obecnie wierzy wielu astronomów; wysoka temperatura powierzchni, wysokie ciśnienie atmosferyczne i wysoka względna zawartość dwutlenku węgla to czynniki najwyraźniej ze sobą powiązane. Wysoka temperatura sprzyja przemianie skał węglanowych w skały krzemianowe, z uwolnieniem CO2. Na Ziemi CO 2 wiąże się i przechodzi do skał osadowych w wyniku działania biosfery, której na Wenus nie ma. Z drugiej strony wysoka zawartość CO 2 przyczynia się do nagrzewania powierzchni Wenus i dolnych warstw atmosfery, co ustalił amerykański naukowiec Carl Sagan.

W rzeczywistości powłoka gazowa planety Wenus to gigantyczna szklarnia. Jest w stanie przenosić ciepło słoneczne, ale go nie wypuszcza, jednocześnie pochłaniając promieniowanie samej planety. Absorberami są dwutlenek węgla i para wodna. Efekt cieplarniany występuje także w atmosferach innych planet. Jeśli jednak w atmosferze Marsa podniesie to średnią temperaturę na powierzchni o 9°, w atmosferze Ziemi o 35°, to w atmosferze Wenus efekt ten osiągnie 400 stopni!

Niektórzy naukowcy uważają, że 4 miliardy lat temu atmosfera Wenus bardziej przypominała atmosferę Ziemi z wodą w stanie ciekłym na powierzchni i to właśnie parowanie tej wody spowodowało niekontrolowany efekt cieplarniany, który obserwuje się do dziś. .

Atmosfera Wenus składa się z kilku warstw, które znacznie różnią się gęstością, temperaturą i ciśnieniem: troposfery, mezosfery, termosfery i egzosfery.

Troposfera jest najniższą i najgęstszą warstwą atmosfery Wenus. Zawiera 99% masy całej atmosfery Wenus, z czego 90% przypada na wysokość 28 km.

Temperatura i ciśnienie w troposferze zmniejszają się wraz z wysokością, osiągając wartości +20° +37°C i ciśnienie zaledwie 1 atmosfery na wysokościach bliskich 50-54 km. W takich warunkach woda może występować w postaci płynnej (w postaci drobnych kropelek), co wraz z optymalną temperaturą i ciśnieniem, zbliżonym do tych w pobliżu powierzchni Ziemi, stwarza korzystne warunki do życia.

Górna granica troposfery leży na wysokości 65 km. nad powierzchnią planety, oddzielona od podstawowej warstwy – mezosfery – tropopauzą. Przeważają tu wiatry huraganowe o prędkości 150 m/s i większej, w porównaniu do 1 m/s na powierzchni.

Wiatry w atmosferze Wenus powstają w wyniku konwekcji: gorące powietrze znad równika unosi się i rozprzestrzenia w kierunku biegunów. Ten globalny obrót nazywa się rotacją Hadleya.

Ryc. 32 Wir polarny w pobliżu południowego bieguna Wenus. Źródło: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA/Univ. z Oksfordu

Na szerokościach geograficznych bliskich 60° rotacja Hadleya ustaje: gorące powietrze opada w dół i zaczyna wracać w stronę równika, czemu sprzyja również wysokie stężenie tlenku węgla w tych miejscach. Jednak rotacja atmosfery nie kończy się nawet na północ od 60. szerokości geograficznej: dominują tu tzw. „obroże polarne”. Charakteryzują się niskimi temperaturami i wysokimi zachmurzeniami (do 72 km).

Ich istnienie jest konsekwencją gwałtownego wzrostu powietrza, w wyniku czego obserwuje się chłodzenie adiabatyczne.

Wokół samych biegunów planety, otoczonych „kołnierzami polarnymi”, znajdują się wiry polarne o gigantycznych rozmiarach, cztery razy większe niż ich ziemskie odpowiedniki. Każdy wir ma dwoje oczu - środki obrotu, które nazywane są dipolami polarnymi. Wiry obracają się z okresem około 3 dni w kierunku ogólnej rotacji atmosfery, przy prędkościach wiatru od 35-50 m/s w pobliżu ich zewnętrznych krawędzi do zera na biegunach.

Wiry polarne, jak obecnie wierzą astronomowie, to antycyklony z przepływami powietrza skierowanymi w dół w centrum i gwałtownie wznoszącymi się w pobliżu kołnierzy polarnych. Struktury podobne do wirów polarnych Wenus na Ziemi to zimowe antycyklony polarne, zwłaszcza te, które tworzą się nad Antarktydą.

Mezosfera Wenus rozciąga się na wysokościach od 65 do 120 km i można ją podzielić na 2 warstwy: pierwsza leży na wysokości 62-73 km, ma stałą temperaturę i stanowi górną granicę chmur; drugi znajduje się na wysokości 73–95 km, temperatura tutaj spada wraz z wysokością, osiągając w górnej granicy minimum -108°C. Powyżej 95 km nad powierzchnią Wenus rozpoczyna się mezopauza – granica między mezosferą a leżącą nad nią termosferą. W okresie mezopauzy temperatura wzrasta wraz z wysokością, osiągając +27° +127°C po dziennej stronie Wenus. Po nocnej stronie Wenus, w okresie mezopauzy, następuje znaczne ochłodzenie i temperatura spada do -173°C. Ten najzimniejszy region na Wenus nazywany jest czasem nawet kriosferą.

Na wysokościach powyżej 120 km znajduje się termosfera, która rozciąga się na wysokość 220-350 km aż do granicy z egzosferą - obszarem, w którym lekkie gazy opuszczają atmosferę i występuje głównie tylko wodór. Egzosfera kończy się, a wraz z nią atmosfera na wysokości ~5500 km, gdzie temperatura sięga 600-800 K.

W mezo- i termosferze Wenus, a także w dolnej troposferze, masa powietrza obraca się. To prawda, że ​​\u200b\u200bruch masy powietrza nie następuje w kierunku od równika do biegunów, ale w kierunku od dziennej strony Wenus do nocnej strony. Po dziennej stronie planety następuje silny wzrost ciepłego powietrza, które rozprzestrzenia się na wysokościach 90-150 km, przemieszczając się na nocną stronę planety, gdzie ogrzane powietrze gwałtownie spada, powodując adiabatyczne ogrzewanie powietrza. Temperatura w tej warstwie wynosi zaledwie -43°C, czyli aż o 130° więcej niż ogólnie po nocnej stronie mezosfery.

Dane o charakterystyce i składzie atmosfery Wenus uzyskano za pomocą serii satelitów „Wenus” o numerach seryjnych 4, 5 i 6. „Wenus 9 i 10” wyjaśniły zawartość pary wodnej w głębokich warstwach atmosfery, stwierdzając wynika, że ​​maksymalna ilość pary wodnej występuje na wysokościach 50 km, gdzie jest ona sto razy większa niż na powierzchni stałej, a udział pary wodnej jest bliski jednego procenta.

Oprócz badania składu atmosfery stacje międzyplanetarne „Venera-4, 7, 8, 9, 10” mierzyły ciśnienie, temperaturę i gęstość w dolnych warstwach atmosfery Wenus. W rezultacie stwierdzono, że temperatura na powierzchni Wenus wynosi około 750° K (480°C), a ciśnienie jest bliskie 100 atm.

Lądowniki Venera 9 i Venera 10 uzyskały także informacje dotyczące struktury warstwy chmur. Zatem na wysokościach od 70 do 105 km występuje cienka mgła stratosferyczna. Poniżej, na wysokości od 50 do 65 km (rzadko do 90 km), znajduje się najgęstsza warstwa chmur, która swoimi właściwościami optycznymi jest bliższa cienkiej mgle niż chmurom w ziemskim znaczeniu tego słowa. Zasięg widoczności sięga tutaj kilku kilometrów.

Pod główną warstwą chmur – na wysokościach od 50 do 35 km gęstość spada kilkukrotnie, a atmosfera tłumi promieniowanie słoneczne głównie na skutek rozproszenia Rayleigha w CO2.

Mgła podchmurna pojawia się tylko w nocy, rozprzestrzeniając się do poziomu 37 km o północy i do 30 km o świcie. Do południa mgła się rozwiewa.

Ryc.33 Błyskawica w atmosferze Wenus. Źródło: ESA

Kolor chmur Wenus jest pomarańczowo-żółty, ze względu na znaczną zawartość CO 2 w atmosferze planety, której duże cząsteczki rozpraszają dokładnie tę część światła słonecznego oraz skład samych chmur, składający się z 75 -80% kwas siarkowy (ewentualnie nawet kwas fluorosiarkowy) z zanieczyszczeniami w postaci kwasu chlorowodorowego i fluorowodorowego. Skład chmur Wenus odkryli w 1972 roku niezależnie od siebie amerykańscy badacze Louise i Andrew Young oraz Godfrey Sill.

Badania wykazały, że kwas w chmurach Wenus powstaje chemicznie z dwutlenku siarki (SO 2), którego źródłem mogą być zawierające siarkę skały powierzchniowe (piryty) i erupcje wulkanów. Wulkany objawiają się także w inny sposób: ich erupcje generują potężne wyładowania elektryczne – prawdziwe burze w atmosferze Wenus, które wielokrotnie rejestrowały instrumenty stacji serii Venus. Co więcej, burze na planecie Wenus są bardzo silne: błyskawice uderzają o 2 rzędy wielkości częściej niż w atmosferze ziemskiej. Zjawisko to nazywane jest „Elektrycznym Smokiem Wenus”.

Chmury są bardzo jasne, odbijają 76% światła (jest to porównywalne ze współczynnikiem odbicia chmur cumulusowych w atmosferze i polarnych czap lodowych na powierzchni Ziemi). Innymi słowy, ponad trzy czwarte promieniowania słonecznego odbija się od chmur, a tylko mniej niż jedna czwarta przechodzi w dół.

Temperatura chmur - od +10° do -40°С.

Warstwa chmur szybko przemieszcza się ze wschodu na zachód, dokonując jednego obrotu wokół planety w ciągu 4 ziemskich dni (według obserwacji Marinera 10).

Pole magnetyczne Wenus. Magnetosfera planety Wenus

Pole magnetyczne Wenus jest nieznaczne - jej magnetyczny moment dipolowy jest mniejszy niż ziemski o co najmniej pięć rzędów wielkości. Przyczynami tak słabego pola magnetycznego są: powolny obrót planety wokół własnej osi, niska lepkość jądra planety, a być może są też inne przyczyny. Niemniej jednak w wyniku oddziaływania międzyplanetarnego pola magnetycznego z jonosferą Wenus powstają w tej ostatniej pola magnetyczne o niskim natężeniu (15-20 nT), chaotycznie rozmieszczone i niestabilne. Jest to tak zwana indukowana magnetosfera Wenus, która ma dziobową falę uderzeniową, magnetoosłonę, magnetopauzę i ogon magnetyczny.

Dziobowa fala uderzeniowa występuje na wysokości 1900 km nad powierzchnią planety Wenus. Odległość tę zmierzono w 2007 roku podczas minimum słonecznego. Podczas maksymalnej aktywności słonecznej wysokość fali uderzeniowej wzrasta.

Magnetopauza znajduje się na wysokości 300 km, czyli nieco wyżej niż jonopauza. Pomiędzy nimi znajduje się bariera magnetyczna - gwałtowny wzrost pola magnetycznego (do 40 Tesli), który zapobiega przenikaniu plazmy słonecznej w głąb atmosfery Wenus, przynajmniej podczas minimalnej aktywności słonecznej. W górnych warstwach atmosfery znaczne straty jonów O+, H+ i OH+ związane są z aktywnością wiatru słonecznego. Zasięg magnetopauzy wynosi do dziesięciu promieni planety. Pole magnetyczne samej Wenus, a raczej jej ogona, rozciąga się na kilkadziesiąt średnic Wenus.

Jonosfera planety, związana z obecnością pola magnetycznego Wenus, powstaje pod wpływem znacznych wpływów pływowych ze względu na jej względną bliskość Słońca, dzięki czemu nad powierzchnią Wenus powstaje pole elektryczne, którego siła może być dwukrotnie większa od siły „pola dobrej pogody” obserwowanego nad powierzchnią Ziemi. Jonosfera Wenus położona jest na wysokościach 120-300 km i składa się z trzech warstw: 120-130 km, 140-160 km i 200-250 km. Na wysokościach bliskich 180 km może występować dodatkowa warstwa. Maksymalną liczbę elektronów na jednostkę objętości - 3×10 11 m -3 stwierdzono w 2. warstwie w pobliżu punktu podsłonecznego.

Rtęć nazywana jest „nieuchwytną”, ponieważ jest trudna do obserwacji. Ta planeta, najbliższa Słońcu, często chowa się w swoich promieniach, a na naszym niebie nie oddala się od Słońca - maksymalnie o 28 stopni, ponieważ orbita Merkurego znajduje się wewnątrz Ziemi. Merkury jest zawsze na niebie albo w tej samej konstelacji co Słońce, albo w sąsiedniej. Merkury jest zwykle widoczny na tle świtu i trudno go znaleźć na jasnym niebie. Najkorzystniejszy czas na obserwację Merkurego przypada na okres, w którym jest on najdalej od Słońca na niebie.

Austria W te same dni – na pograniczu konstelacji Strzelca i Koziorożca – Merkury widoczny jest obok Wenus – również jest jasny (porównywalny jasnością do najjaśniejszych gwiazd na niebie), ale wieczorny świt może być od niego jaśniejszy i Merkurego najprawdopodobniej można znaleźć tylko przez lornetkę - znajdziesz Wenus swoim okiem, skieruj na nią lornetkę, a Merkury będzie z nią w tym samym polu widzenia. To dość rzadkie wydarzenie i trzeba je zobaczyć. Zbliżenie Wenus do Merkurego potrwa do połowy stycznia 2015 roku.

USA Odległość kątowa planety od Słońca nazywa się elongacją. Jeśli planeta jest oddalona od Słońca na wschód, jest to elongacja wschodnia; jeśli jest na zachód, jest to elongacja zachodnia. Podczas elongacji wschodniej Merkury jest widoczny na zachodzie, nisko nad horyzontem, w promieniach wieczornego świtu, wkrótce po zachodzie słońca, i zachodzi jakiś czas po nim. Podczas elongacji zachodniej Merkury widoczny jest rano na wschodzie na tle świtu, tuż przed wschodem słońca. Tę parę widać także z terytorium Rosji. Astronomowie piszą. że powinny być widoczne przez godzinę, a zajdą około siódmej wieczorem 15 stycznia Merkury będzie w największym wydłużeniu wschodnim, oddalając się o 19 stopni od Słońca. A dni najbliższe tej dacie są najkorzystniejsze do jej przestrzegania. Po zachodzie słońca Merkury będzie znajdować się nad horyzontem przez prawie dwie godziny. Podobnie jak jasna gwiazda, będzie widoczna na południowym zachodzie, w konstelacji Koziorożca, nisko nad horyzontem. Venus pomoże Ci go łatwo znaleźć. Ta najjaśniejsza planeta, przyciągająca wzrok swoim olśniewającym blaskiem, świeci wieczorami nad zachodnim horyzontem. Jasna gwiazda po prawej stronie to Merkury.

Japonia Po 16 stycznia 2015 r. Wenus i Merkury rozejdą się na niebie. Merkury zacznie wracać do Słońca, zataczając pętlę na sferze niebieskiej, a Wenus będzie w dalszym ciągu oddalać się od światła dziennego, a czas jej widoczności będzie się wydłużał z każdym dniem.

Krótka informacja Rtęć- planeta najbliższa Słońcu. Średnia odległość między Merkurym a Słońcem wynosi 58 milionów kilometrów. Planeta ma bardzo wydłużoną orbitę. Rok na Merkurym trwa 88 dni. Planeta ma bardzo rozrzedzoną atmosferę helową. Ciśnienie wytwarzane przez taką atmosferę jest 500 miliardów razy mniejsze niż ciśnienie powietrza na powierzchni Ziemi.
Wenus- najjaśniejszy obiekt na ziemskim niebie po Słońcu i Księżycu. Wenus dokonuje pełnego obrotu wokół Słońca w ciągu 225 dni. Okres obrotu wokół osi wynosi 243 dni, tj. Długość dnia jest najdłuższa wśród planet. Atmosfera Wenus składa się z 96,5% dwutlenku węgla i 3,5% azotu.
Niezbędny sprzęt Z sprzętowego punktu widzenia obserwacja Merkurego i Wenus nie różni się zasadniczo od obserwacji innych planet. Istnieją jednak również pewne niuanse. Np. refraktory achromatyczne są mało przydatne do obserwacji Wenus, gdyż obciążają obraz większą chromatyzmem, co jest szczególnie widoczne ze względu na olśniewający blask planety. Dobrym pomysłem byłoby również posiadanie montażu paralaktycznego lub montażu wyposażonego w Go-To, ponieważ obserwacje niższych planet można i należy prowadzić w ciągu dnia. Jednak trudność w znalezieniu planety w ciągu dnia sprawia, że ​​użycie konwencjonalnych montaży azymutalnych jest prawie niemożliwe.
Szczegóły na powierzchni Merkurego i Wenus są podczas obserwacji wizualnych subtelne, a jakość wszystkich elementów optycznych teleskopu nie powinna budzić wątpliwości. Zalecane jest posiadanie wysokiej jakości okularów planetarnych – ortoskopowych i monocentrycznych. Przyda się także zestaw filtrów barwnych. Filtry pomarańczowe, czerwone i ciemnoczerwone (przydatne w dużych teleskopach) pomogą poprawić kontrast planet podczas obserwacji nieba w dzień i o zmierzchu. Kolor zielony, fioletowy i niebieski podkreślają ciemne szczegóły dysków planet. Uwaga! Podczas dziennych obserwacji Merkurego lub Wenus, w żadnym wypadku nie patrz na Słońce przez okular teleskopu ani przez szukacz optyczny! Więcej informacji na temat obserwacji Słońca przez teleskop znajdziesz w instrukcji obsługi teleskopu. Unikaj przypadkowego umieszczenia Słońca w polu widzenia teleskopu. Nawet przelotne spojrzenie na Słońce może spowodować uszkodzenie wzroku.
Rtęć Kiedy obserwować Merkurego Merkury ma wśród obserwatorów reputację „nieuchwytnej planety”. Faktem jest, że spośród wszystkich planet czas jej widoczności jest najkrótszy. Ponieważ Merkury w swoim widzialnym ruchu po niebie nie oddala się daleko od Słońca, mieszkańcy środkowych północnych szerokości geograficznych (Rosja i kraje WNP, Europa, Anglia, USA itp.) nie mają możliwości zobaczenia planety w ciemności . Dla kontrastu, obserwatorom z półkuli południowej czasami udaje się uchwycić Merkurego po zapadnięciu astronomicznego zmroku.
Najkorzystniejsze okresy do obserwacji Merkurego występują w momentach jego największego wydłużenia (oddalenia się od Słońca) oraz gdy planeta znajduje się na największej wysokości nad horyzontem podczas zachodu lub wschodu słońca. Na szerokościach środkowo-północnych takie momenty zdarzają się wiosną w okresie elongacji wschodniej, kiedy Merkury widoczny jest wieczorem, lub w jesiennych okresach elongacji zachodniej, kiedy planeta jest widoczna o poranku. Obserwacje Merkurego Najprawdopodobniej Twoja pierwsza obserwacja Merkurego będzie nieco rozczarowująca. W porównaniu z Jowiszem, Saturnem i Księżycem planeta jest, delikatnie mówiąc, nieatrakcyjna. Merkury to planeta dla wyrafinowanych obserwatorów, którzy uwielbiają stawiać sobie trudne zadania i dążą do osiągania świetnych wyników. Co więcej, wielu doświadczonych astronomów-amatorów nigdy nie obserwowało Merkurego. Jeśli jednak lubisz spędzać godziny na przyglądaniu się słabym i niczym nie wyróżniającym się galaktykom, być może Merkury będzie dla Ciebie nowym, ekscytującym zajęciem.
Obserwowanie Merkurego gołym okiem lub przez lornetkę Wbrew powszechnemu przekonaniu Merkurego dość łatwo jest dostrzec na niebie gołym okiem. Z reguły szanse na sukces są dość duże, jeśli planety szukasz w ciągu tygodnia przed i po jej największym wydłużeniu. Zwiększają się znacznie, jeśli atmosfera jest spokojna, a obserwacji nie zakłócają wysokie budynki i miejski smog. Wiosną, w okresie wieczornej widoczności, Merkury jest widoczny gołym okiem pół godziny po zachodzie słońca, nisko nad zachodnim horyzontem. W zależności od ukształtowania terenu i przezroczystości atmosfery planetę można obserwować na zmierzchającym niebie przez około godzinę. Podobnie jesienią, kiedy zaczyna się widoczność poranna, Merkurego można zobaczyć 30 minut po wzejściu i kontemplować gołym okiem przez godzinę, aż zniknie w promieniach wschodzącego Słońca. W sprzyjających okresach jasność Merkurego osiąga -1,3 magnitudo, czyli tylko o 0,1 mniej niż Syriusz, najjaśniejsza gwiazda na ziemskim niebie. Warto zauważyć, że niewielka wysokość nad horyzontem, a co za tym idzie, gruba i wrząca warstwa powietrza stojąca na drodze światła z planety sprawia, że ​​Merkury migocze jak inne gwiazdy. Wielu obserwatorów zauważyło różowy lub jasnoróżowy odcień planety — zwróć na to uwagę podczas następnej obserwacji Merkurego. O wiele łatwiej jest oglądać Merkurego przez lornetkę, zwłaszcza w pierwszych minutach po zachodzie słońca, kiedy niebo jest jeszcze dość jasne. Faz planety oczywiście nie uda się zobaczyć przez lornetkę, niemniej jednak jest to doskonałe narzędzie do poszukiwania planety i obserwacji tak pięknych zjawisk, jak podejście Merkurego do innych planet, a także jasnych gwiazd i Księżyc.
Obserwacja Merkurego przez teleskop Zazwyczaj Merkury jest dostępny do obserwacji teleskopowych przez pięć tygodni w okresach najlepszej widoczności. Warto jednak od razu wspomnieć, że obserwacja Merkurego nie jest łatwym zadaniem. Jak wspomniano powyżej, niskie położenie planety nad horyzontem stwarza przeszkody w jej obserwacji. Przygotuj się na to, że obraz planety będzie się ciągle „kiełbasił” i tylko w rzadkich momentach, na ułamek sekundy, obraz się uspokoi i pozwoli dostrzec ciekawe szczegóły.
Najbardziej oczywistą cechą są fazy Merkurego, które można bez większych trudności dostrzec w teleskopie 80 mm. Co prawda będzie to wymagało zwiększenia powiększenia teleskopu do co najmniej 100x. Prawie maksymalne wydłużenie, tj. najlepszy czas na obserwację planety, widoczny dysk Merkurego jest oświetlony w 50% (połowa dysku). Należy zauważyć, że prawie niemożliwe jest uwzględnienie fazy, w której planeta jest oświetlona o mniej niż 30% lub więcej niż 70%, ponieważ w tym czasie Merkury jest zbyt blisko Słońca.
Chociaż rozróżnienie faz Merkurego nie jest aż tak trudne, dostrzeżenie szczegółów jego dysku nie jest zadaniem dla osób o słabym sercu. Istnieje wiele sprzecznych doniesień na temat obserwacji różnych ciemnych plam na jego powierzchni. Niektórzy obserwatorzy donoszą, że widzą szczegóły w średniej wielkości teleskopach, ale inni nie widzą nic na dysku planety. Oczywiście sukces zależy nie tylko od wielkości teleskopu i jego właściwości optycznych, ale także od doświadczenia obserwatora, a także od warunków prowadzenia obserwacji.
Naszkicować. Ciemne szczegóły na powierzchni Merkurego. Teleskop ShK 8" W momentach największego wydłużenia Merkurego, w teleskopie 100–120 mm w dobrych warunkach atmosferycznych, można zaobserwować lekkie pociemnienie wzdłuż linii terminatora. Jednak niewprawnemu oku dość trudno jest dostrzec najdrobniejsze szczegóły na jej powierzchni, dlatego doświadczeni obserwatorzy w tym przypadku mają większe szanse na sukces.
Mając lunetę o średnicy obiektywu większej niż 250 mm, można pokusić się o dostrzeżenie dużych zaciemnień powierzchni oddalonej od terminatora. To zabawne i niezwykle wymagające ćwiczenie może być dobrym sprawdzianem Twoich umiejętności obserwacji.
Wenus Kiedy obserwować Wenus Wenus jest łatwiej dostępna do obserwacji w porównaniu do Merkurego. Pomimo tego, że podobnie jak Merkury, Wenus nie oddala się zbyt daleko od Słońca, pozorna odległość kątowa między nimi może sięgać 47°. W okresie optymalnej widoczności Wenus można obserwować przez kilka godzin po zachodzie słońca jako „Gwiazdę Wieczorną” lub przed wschodem słońca jako „Gwiazdę Poranną”. Dla mieszkańców półkuli północnej najlepszy czas na obserwacje to okres elongacji wschodniej, kiedy w wiosenne wieczory planetę można obserwować aż do północy. W okresach bliskich elongacji wschodniej lub zachodniej planeta znajduje się wysoko nad horyzontem i charakteryzuje się większą jasnością, co korzystnie wpływa na warunki obserwacji. Zazwyczaj czas najlepszej widoczności wynosi około miesiąca. Obserwacje Wenus Obserwacje Wenus gołym okiem w dzień Najłatwiejszym sposobem obserwacji Wenus gołym okiem jest odnalezienie planety podczas jej wschodu na porannym niebie i trzymanie jej w polu widzenia po wschodzie słońca tak długo, jak to możliwe. W sprzyjających okresach widoczności i przy idealnych warunkach atmosferycznych Wenus można utrzymać w polu widzenia przez dłuższy czas. Szanse na sukces rosną, jeśli zablokujesz Słońce sztuczną lub naturalną barierą. Na przykład znajdź dogodne miejsce, aby wysokie drzewo lub budynek mogło blokować jasne Słońce, ale nie blokowało planety. Naturalnie dzienne poszukiwania Wenus należy rozpocząć od dokładnych informacji o jej położeniu na niebie i odległości od Słońca. Takie dane można uzyskać za pomocą dowolnego programu planetarium, na przykład StarCalc. Oczywiście dość trudno jest dostrzec na dziennym niebie ledwo zauważalny maleńki obszar światła, prawie nieodróżniający się od otaczającego tła, jakim jest Wenus. Jest jednak jeden trik, który może pomóc uchwycić tę upiorną poświatę: rozpoczynając poszukiwania planety, pierwszą rzeczą, którą powinieneś zrobić, to spojrzeć przez chwilę na odległy horyzont, a następnie skierować wzrok w oczekiwane miejsce na niebie gdzie powinna znajdować się Wenus. Ponieważ oczy potrafią utrzymać ostrość przez krótki okres czasu (w tym przypadku skupiając się na nieskończoności), zwiększa się Twoja szansa na zobaczenie planety.
Obserwowanie Wenus przez lornetkę Lornetka jest doskonałym narzędziem do poszukiwania Wenus i dokonywania jej najprostszych obserwacji. Dzięki dużemu polu widzenia lornetki możliwa staje się obserwacja zbliżania się planet do siebie oraz do Księżyca. Duże lornetki astronomiczne - 15x70 i 20x100 - są w stanie całkiem nieźle pokazać fazy Wenus, gdy jej widzialny dysk ma więcej niż 40 cali. Używając lornetki znacznie łatwiej jest znaleźć Wenus w ciągu dnia. Ale bądź ostrożny: nawet przypadkowe wejście w pole widzenia Słońca może spowodować uszkodzenie oczu, co doprowadzi do całkowitej utraty wzroku! Poszukiwania Wenus najlepiej prowadzić przy dobrej pogodzie, gdy niebo jest błękitne, a na horyzoncie widoczne są odległe budynki, co świadczy o dużej przezroczystości atmosfery. Jako przewodnik w poszukiwaniu planety możesz wybrać Księżyc, który zwykle jest dobrze widoczny na jasnym niebie. Aby to zrobić, skorzystaj z programu planetarium, aby ustalić z wyprzedzeniem dzień i godzinę, kiedy Księżyc i Wenus znajdą się w niewielkiej odległości od siebie i zabierając ze sobą lornetkę, udaj się na polowanie.
Fazy ​​Wenus. Fotograf Chris Proctor
Obserwując Wenus przez teleskop Dzienne obserwacje Wenus Nawet w małym teleskopie oślepiający blask Wenus zmniejsza ogólny kontrast obrazu, utrudniając dostrzeżenie jego faz, a także niweczy wszelkie wysiłki w celu dostrzeżenia najdrobniejszych szczegółów powierzchni. Jednym ze sposobów zmniejszenia jasności planety jest obserwacja jej w ciągu dnia. Teleskop pozwala na obserwację Wenus na dziennym niebie niemal przez cały rok. Tylko przez dwa tygodnie przed i po najwyższej koniunkcji planeta jest niedostępna do obserwacji ze względu na nadmierne oddalenie od Słońca. Właściciele teleskopów wyposażonych w system automatycznego wskazywania Go-To mogą z łatwością skierować teleskop na Wenus, korzystając z zastosowanej w teleskopie metody Sun Alignment. Jak to zrobić szczegółowo opisano w instrukcji obsługi teleskopu. Innym sposobem znalezienia Wenus jest użycie teleskopu na montażu równikowym, który ma okręgi odniesienia. W tym celu należy dokładnie ustawić montaż, a następnie skierować teleskop na Słońce, zachowując niezbędne środki ostrożności (użyj filtra specjalnie przeznaczonego do obserwacji Słońca lub wyświetl obraz na kartce papieru). Następnie wyrównaj okręgi współrzędnych zgodnie z wcześniej obliczonymi współrzędnymi równikowymi Słońca (Ra i Dec). Dokładne współrzędne Słońca i Wenus w danym momencie można z wyprzedzeniem obliczyć za pomocą programu planetarium. Po zestrojeniu ze Słońcem powoli zacznij przesuwać tubus teleskopu, aż współrzędne na okręgach wyrównania pokryją się ze współrzędnymi Wenus. Używając okularu wyszukiwania, spójrz przez teleskop i znajdź planetę. Należy zauważyć, że znacznie łatwiej jest oglądać Wenus, jeśli wcześniej dokładnie ustawisz ostrość teleskopu na odległe obiekty.
Po znalezieniu planety można zastosować większe powiększenie. Przyda się filtr pomarańczowy lub czerwony, który może zwiększyć kontrast Wenus z tłem nieba, a także podkreślić subtelne szczegóły zachmurzenia. W okresie bliskim koniunkcji dolnej Wenus jawi się jako wąski półksiężyc. W takich momentach można zauważyć pojawienie się tak zwanych rogów Wenus, które cienką, jasną obwódką obrysowują dysk planety. Zjawisko to spowodowane jest rozpraszaniem światła słonecznego w atmosferze planety.
Typowy widok Wenus przez mały teleskop. Szkic autorstwa Evana Bruce'a
Nocne obserwacje Wenus Chociaż dzienne obserwacje Wenus mają kilka zalet, wielu miłośników astronomii woli obserwować planetę o zmierzchu lub nocnym niebie. Oczywiście o tej porze nie ma problemów z wykryciem planety na niebie, co jest oczywistym plusem. Jednak jest też mnóstwo wad. Jak wspomniano powyżej, głównym wrogiem obserwatora jest oślepiający blask Wenus, który uniemożliwia wykrycie najdrobniejszych szczegółów zachmurzenia planety. To prawda, że ​​​​tę wadę można zwalczyć za pomocą filtra polaryzacyjnego o zmiennej gęstości.
Kolejną wadą jest mała wysokość planety nad horyzontem. Z reguły, nawet w okresach najlepszej widoczności, w nocy wysokość Wenus nad horyzontem nie przekracza 30°. A jak wiadomo, wskazane jest obserwowanie dowolnego obiektu, gdy jego wysokość przekracza 30°. Na tej wysokości negatywny wpływ atmosfery na jakość obrazu jest zminimalizowany.
Ogólnie rzecz biorąc, mówiąc o obserwacji Wenus i biorąc pod uwagę specyfikę jej widoczności, poprzeczkę tę można obniżyć. Warto jednak pamiętać, że niewskazane jest obserwowanie planety w okresie, gdy jej wysokość nad horyzontem jest mniejsza niż 20°.
Obserwując ciemne wzory w chmurach Wenus Często dysk Wenus jawi się obserwatorowi jako jednorodny, szaro-biały i pozbawiony jakichkolwiek szczegółów. Czasami, przy dobrych warunkach obserwacji, można zauważyć zaciemnienie wzdłuż linii terminatora. Jeszcze rzadziej niektórym miłośnikom astronomii udaje się zobaczyć ciemne formacje o dziwacznych kształtach. Co wpływa na widoczność części? Na chwilę obecną nie ma jasnej i jednoznacznej odpowiedzi. Najprawdopodobniej kombinacja czynników: warunków obserwacji, jakości sprzętu i cech wizualnych. Przyjrzyjmy się bliżej temu drugiemu.
Kilkadziesiąt lat temu sugerowano, że oczy niektórych obserwatorów są bardziej wrażliwe na widmo ultrafioletowe, co pozwala im dostrzec ciemne smugi i formacje na planecie. Założenie to zostało następnie potwierdzone zdjęciami wykonanymi w widmie ultrafioletowym, które wykazały obecność szczegółów niewidocznych na zwykłych fotografiach. Ponownie nie należy lekceważyć samooszukiwania się obserwatora. Faktem jest, że ciemne rysy są wyjątkowo nieuchwytne – łatwo jest przekonać się o ich obecności tylko dlatego, że spodziewasz się je zobaczyć. Trudno także odpowiedzieć na pytanie, jaki będzie minimalny teleskop niezbędny do obserwacji szczegółów zachmurzenia. Niektórzy obserwatorzy twierdzą, że widzą je w 100-milimetrowych teleskopach, inni natomiast nie widzą ich nawet w większych. Niektórzy obserwatorzy są w stanie dostrzec ciemnienie za pomocą filtra niebieskiego, fioletowego lub żółtego. Dlatego niezależnie od posiadanego sprzętu nie przestawaj szukać ciekawych funkcji, trenuj wzrok, a szczęście na pewno się do ciebie uśmiechnie.
Istnieje następująca klasyfikacja ciemnych cech: Taśma. Ciemne, równoległe paski. Biegną prostopadle do krawędzi rogów. Promieniowy. Ciemne paski rozciągające się promieniście od punktu podsłonecznego (miejsca, w którym promienie słoneczne uderzają pod kątem prostym). Błędny. Mają niejasny kształt, mogą być wydłużone lub prawie proste. Amorficzny. Chaotyczne zaciemnienie, które nie ma kształtu i nie da się opisać.
Białe (jasne) plamy na Wenus Czasami można zaobserwować jasne plamy w pobliżu biegunów planety. Tak zwane „plamki polarne” można obserwować przez kilka tygodni i zazwyczaj charakteryzują się powolnym pojawianiem się i równie powolnym znikaniem. Plamy często pojawiają się w pobliżu bieguna południowego, rzadziej w pobliżu bieguna północnego.
Szkice Wenus w reflektorze 100 mm. Widoczne są ciemne i jasne formacje oraz nierówności terminatora.
Anomalie Efekt Schrötera Tzw. efekt Schrötera polega na opóźnieniu lub wyprzedzeniu początku momentu dychotomii (faza 0,5) o kilka dni w stosunku do wstępnych obliczeń. Obserwowane w pobliżu niższych planet (Merkury i Wenus). Przyczyną tego zjawiska jest rozproszenie światła słonecznego wzdłuż terminatora planety.
Światło popiołu Kolejna interesująca iluzja pojawia się, gdy Wenus znajduje się w fazie wąskiego półksiężyca. Czasami w tych okresach można zauważyć lekką poświatę w nieoświetlonej części planety.
Nierówność konturu Kombinacje ciemnych i jasnych detali, które pojawiają się wyraźniej w pobliżu linii terminatora, tworzą iluzję nierówności. Zjawisko to jest trudne do zauważenia wizualnie, ale zwykle dobrze widać na zdjęciach Wenus. Planeta staje się jak kawałek sera, jakby ostrożnie nadgryziony przez myszy od krawędzi (w pobliżu terminatora).

Widoczność i położenie planet na niebie w ciągu miesiąca.

Czerwiec, „najjaśniejszy” miesiąc, nie jest zbyt sprzyjający obserwacjom astronomicznym. Jeśli na południu noce są po prostu krótkie, to w umiarkowanych szerokościach geograficznych rozpoczyna się okres białych nocy. Jasne planety, Słońce i Księżyc, pozostają prawdopodobnie jedynymi obiektami dostępnymi do obserwacji.

W tym roku na czerwcowym niebie można zobaczyć wszystkie cztery jasne planety. Jowisz widoczny jest w pierwszej połowie miesiąca wieczorami na zachodzie, piękna Wenus widoczna jest przez cały czerwiec rano na wschodzie. Wieczorem na południu i południowym zachodzie można zobaczyć Marsa i Saturna. Te dwie planety są najdogodniejsze do obserwacji w czerwcu.

Ale przegląd zaczniemy od Merkurego, planety najbliżej Słońca.

Rtęć

Merkury na chwilę przed zakryciem przez Księżyc na dziennym niebie Soczi, 26 czerwca 2014 r.

Okres wieczornej widoczności Merkurego kończy się na początku czerwca. Planetę najbliższą Słońcu można było obserwować w pierwszych dniach miesiąca nisko na północnym zachodzie przez około pół godziny po zachodzie słońca i tylko na południu, poza strefą białych nocy. Przez prawie cały czerwiec Merkury wisi na niebie w pobliżu naszej gwiazdy dziennej i dlatego jest niedostępny do obserwacji. 19 czerwca planeta wejdzie w dolną koniunkcję ze Słońcem, to znaczy przejdzie między Ziemią a Słońcem, po czym przejdzie na poranne niebo.

26 czerwca Merkury, znajdujący się zaledwie 10° od Słońca na niebie, zostanie zasłonięty przez Księżyc. To ciekawe zjawisko będzie można zaobserwować na Atlantyku, w Ameryce i Europie, w szczególności na Krymie i na wybrzeżu Morza Czarnego na Kaukazie. Relacja rozpocznie się około godziny 17:00, kiedy Księżyc i Słońce znajdą się na zachodnim niebie.

Jasność Merkurego wyniesie około 2,5 m, co w zasadzie pozwala zobaczyć planetę na tle błękitnego nieba za pomocą dobrego teleskopu amatorskiego. Należy jednak zachować szczególną ostrożność! Pamiętaj, że zakrycie nastąpi w pobliżu Słońca i promienie gwiazd mogą przypadkowo dostać się do okularu i uszkodzić wzrok! Zalecamy, aby zjawisko to obserwowali wyłącznie doświadczeni amatorzy. Ze swojej strony postaramy się opublikować ciekawe zdjęcia powłoki, jeśli pojawią się w Internecie.

Wenus

Czy widziałeś już Wenus tego lata? Na początku czerwca Gwiazda Poranna wschodzi na około godzinę przed wschodem słońca nad wschodnią (a dokładniej nad północno-wschodnią) częścią horyzontu.

Jednak okres widoczności Wenus jest dość dowolny: na Ukrainie, Krymie i Kaukazie planeta jest obecnie widoczna przez prawie 1,5 godziny, pojawiając się na ciemnym niebie. Na szerokości geograficznej Moskwy okres widoczności Wenus nie sięga nawet godziny. Jeszcze dalej na północ, ze względu na białe noce, jeszcze mniej. W tym samym czasie planeta wschodzi na tle porannego świtu. Jednak nadal można ją wykryć w Petersburgu ze względu na wysoką jasność planety (w czerwcu utrzymuje się na poziomie -4 m). Zwróć uwagę, że gdy Wenus wschodzi, a jej kolor jest zazwyczaj biały, może wydawać się czerwony, pomarańczowy i ciemnożółty, co dezorientuje początkującego. W tym przypadku mamy do czynienia z typowym zaczerwienieniem obiektów kosmicznych w pobliżu horyzontu na skutek pyłu unoszącego się w atmosferze ziemskiej.

Co będzie się działo na niebie z Wenus w ciągu miesiąca? Trzeba powiedzieć, że przez cały czerwiec planeta ma ruch bezpośredni (to znaczy porusza się na tle gwiazd w tym samym kierunku co Słońce, z zachodu na wschód), poruszając się wzdłuż konstelacji Barana. Wenus stopniowo dogania gwiazdę na niebie, jednak w czerwcu odległość nieznacznie się zmniejsza – z 37 do 30 stopni. Położenie punktu wschodzącego planety przesuwa się nieco w kierunku północnym.

30 stopni od Słońca to bardzo wygodna odległość do obserwacji tak jasnej planety na niebie przed świtem. Jednak w umiarkowanych szerokościach geograficznych i na północy pojawiają się białe noce, co nieco utrudnia obserwację. Ale nawet w tym przypadku, jak powiedzieliśmy powyżej, Wenus można dość łatwo zobaczyć gołym okiem, nie mówiąc już o obserwacjach przez teleskop czy lornetkę. Przed wschodem słońca planeta udaje się wznieść w niebo na szerokości geograficznej Moskwy o około 10°, a na szerokości geograficznej Soczi - 15° nad horyzontem.

Być może to właśnie po wschodzie słońca czerwcowe obserwacje Wenus przez teleskop będą najciekawsze i produktywne. Już o poranku planeta wznosi się na tyle wysoko nad horyzont, aby turbulencje atmosferyczne nie zniekształciły zbytnio obrazu w okularze, a niski kontrast pomiędzy oślepiającą białą Wenus a błękitnym tłem nieba często pozwala dostrzec wiele więcej szczegółów zachmurzenia planety niż zwykle.

W czerwcu pozorne rozmiary zmniejszają się z 14 do 12 sekund łukowych, a faza wzrasta z 0,77 do 0,86. (Planeta podążając po mniejszej orbicie wyprzedziła Ziemię i obecnie się od niej oddala, by za kilka miesięcy zniknąć za Słońcem.)

Wenus i Księżyc na porannym niebie 24 czerwca. Dla przejrzystości wymiary Księżyca zwiększono 4-krotnie.

Trzeba powiedzieć, że w ciągu dnia całkiem możliwe jest zobaczenie Wenus gołym okiem. Aby to zrobić, wystarczy odizolować się od jasnego Słońca i spojrzeć na wycinek nieba 30° na prawo od gwiazdy. W pierwszej połowie dnia Wenus będzie nieco wyżej niż Słońce, w drugiej połowie odpowiednio niżej. Wreszcie 24 czerwca doskonałym punktem odniesienia do poszukiwań Wenus zarówno przed wschodem słońca, jak i na dziennym niebie będzie „starzejący się” Księżyc, którego wąski sierp zbliży się do planety pod kątem 3,5°.

Mars

Od kwietniowej opozycji Marsa minęły już 2 miesiące. Jasność i pozorny rozmiar Czerwonej Planety znacznie spadły i nadal szybko maleją. Jednak w czerwcu Mars pozostaje jednym z najbardziej widocznych ciał niebieskich w godzinach wieczornych i nocnych.

Przez cały miesiąc planeta znajduje się w gwiazdozbiorze Panny, poruszając się na tle gwiazd w tym samym kierunku co Słońce i stopniowo zbliżając się do Spica, głównej gwiazdy konstelacji Panny. Mars pojawia się o zmierzchu na południowym zachodzie, na wysokości 25° nad horyzontem (na szerokości geograficznej Moskwy). Planetę można odróżnić od gwiazd po charakterystycznym różowawym kolorze, a nawet blasku (gwiazdy z reguły wyraźnie migoczą).

Na początku czerwca widoczność Marsa wynosi około 4 godzin, pod koniec tylko 2 godziny. Jasność planety spada z -0,5 m do 0,0 m, średnica widocznego dysku wynosi od 11,9″ do 9,5″. Używając dobrego amatorskiego teleskopu o obiektywie o ogniskowej 120 mm lub większej, można znaleźć na dysku planety wiele ciekawych szczegółów - czapy polarne, ciemne i jasne obszary, obszary o różnych odcieniach żółci, czerwieni, a nawet błękitu. A na współczesnych fotografiach cyfrowych Tajemnicza Planeta nawet dzisiaj wygląda imponująco.

Planeta Mars, sfotografowana 7 maja 2014 r. Zdjęcie wyraźnie pokazuje północną czapę polarną, ciemne obszary regionu Chryse i jasne chmury cirrus.

Jowisz

Saturn, Księżyc, Mars i Jowisz wieczorem 8 czerwca. Wieczorami w pierwszej połowie czerwca Jowisz jest widoczny w promieniach wieczornego świtu nisko na północnym zachodzie.

Świecąc na naszym niebie przez prawie rok, Jowisz kończy swój okres wieczornej widoczności w czerwcu. Planeta porusza się w tym samym kierunku co Słońce, jednak będąc dalej od nas niż światło dzienne, porusza się wolniej niż Słońce na tle gwiazd. Pod koniec lipca Słońce dogoni Jowisza i planeta ponownie, podobnie jak w zeszłym roku, przeniesie się na wieczorne niebo, gdzie 18 sierpnia nastąpi niezwykłe zbliżenie z Wenus.

W pierwszej połowie czerwca Jowisza można obserwować przez około 2 godziny o zmierzchu na północnym zachodzie (90° na prawo od Marsa); pod koniec miesiąca planeta faktycznie znika w promieniach Słońca.

Pomimo tego, że Jowisz znajduje się obecnie w pobliżu punktu swojej orbity najdalej od Ziemi, planeta jest na tyle duża, że ​​jej jasność i rozmiary nie zmniejszyły się zbytnio w porównaniu z okresem zimowym. W czerwcu jasność Jowisza wynosi około -1,9 m, a średnica widocznego dysku wynosi około 32 cali. Planeta jest nadal wyraźnie widoczna nawet w małych teleskopach; jego obserwacje będą znacznie bardziej utrudnione przez niskie położenie nad horyzontem i jasne tło nieba w umiarkowanych szerokościach geograficznych niż odległość od Ziemi.

Saturn

Zbliżenie Księżyca i Saturna o północy 11 czerwca 2014 r. Zwróć uwagę, że Saturn, Mars i jasna gwiazda Arcturus tworzą w czerwcu na niebie trójkąt równoramienny.

Pozycja Saturna na niebie sprawia, że ​​jest to najwygodniejsza planeta do obserwacji w czerwcu 2014 roku. Będąc przez cały miesiąc w konstelacji Wagi, pierścieniowy olbrzym pojawia się o zmierzchu na południu na wysokości 15-20 stopni nad horyzontem, w zależności od szerokości geograficznej obserwacji. Na południu Rosji, Ukrainy i Kazachstanu widoczność Saturna wyniesie około 6 godzin, na umiarkowanych szerokościach geograficznych planeta będzie widoczna przez całą krótką noc.

Pod względem jasności (0,4 m) Saturn jest porównywalny z najjaśniejszymi gwiazdami, ale początkującemu może to nie wystarczyć do pewnego zidentyfikowania planety na jasnym nocnym niebie w czerwcu. Specjalnie dla początkujących miłośników astronomii informujemy, że wieczorem Saturna można znaleźć 30° (około 3-4 pięści wyciągniętego ramienia) na wschód od czerwonawego i jaśniejszego Marsa. Podczas poszukiwań ważne jest, aby nie mylić Marsa z gwiazdą Arcturus, która również jest czerwonawa i ma mniej więcej taki sam blask jak Mars. Ogólnie rzecz biorąc, Mars, Arcturus i Saturn tworzą na czerwcowym niebie trójkąt równoramienny, u podstawy którego leżą dwie planety. Najłatwiejszym czasem na odnalezienie planety będzie noc z 10 na 11 czerwca. W tym czasie Księżyc będzie blisko Saturna (zaledwie 1,5° na południe od planety) w fazie zbliżonej do pełni Księżyca.

Kolor Saturna jest żółty. Już w małym teleskopie można zobaczyć dysk planety spłaszczony w kierunku biegunów oraz luksusowe pierścienie planety, otwarte pod kątem 20°. Pozorne wymiary planety to 18″, a pierścienie 40×15″. Używając teleskopu o obiektywie o średnicy 100 mm lub większej, możesz spróbować zobaczyć Przerwę Cassiniego w pierścieniach planety. Nawet przy użyciu mniejszych instrumentów można dostrzec kształt gwiazdy, największego księżyca Saturna, Tytana, o średnicy 8,4 m.

Uran i Neptun

Ostatnimi planetami w naszym przeglądzie są Uran i Neptun. Odległe olbrzymy są zbyt słabe, aby można je było dostrzec gołym okiem (tylko Uran można zobaczyć na granicy widzialności w bezksiężycową noc w momentach opozycji). W większości amatorskich teleskopów wyglądają one w najlepszym razie jak maleńkie zielonkawo-niebieskie dyski bez żadnych szczegółów.

Teraz zarówno Uran, jak i Neptun znajdują się na porannym niebie, odpowiednio w konstelacjach Ryb i Wodnika. Widoczność Urana w czerwcu wynosi około 1 godziny na początku miesiąca i wzrasta do 2 godzin na końcu. Jasność planety wynosi 6,0 m, pozorny rozmiar planety to 3,4 cala; aby zobaczyć dysk, potrzebujesz teleskopu z obiektywem o średnicy co najmniej 80 mm i powiększeniu 80x lub większym. Należy pamiętać, że obserwacja planety na północ od Moskwy jest prawie niemożliwa z powodu białych nocy.

W jeszcze większym stopniu to drugie dotyczy także Neptuna, który choć wschodzi prawie godzinę wcześniej niż Uran, ma wielkość zaledwie 8 m. Podobnie jak Uran, Neptun porusza się po niebie w tym samym kierunku co Słońce. Można go znaleźć w pobliżu gwiazdy Sigma Wodnik (jasność 4,8 m). Do zobaczenia dysku planety potrzebny będzie poważniejszy instrument: teleskop z obiektywem 100-120 mm i powiększeniem ponad 100×.

Powtórzmy, że poszukiwania i obserwacje tych planet, ze względu na ich odległość od Ziemi, mają dla amatorów co najwyżej wartość edukacyjną.

Podsumujmy. W czerwcu wszystkie planety są widoczne na niebie z wyjątkiem Merkurego, który 19 grudnia wchodzi w gorszą koniunkcję ze Słońcem. Najkorzystniejsze warunki będą do obserwacji Saturna i Marsa. Te dwie planety pojawiają się na wieczornym niebie o zmierzchu, odpowiednio na południu i południowym zachodzie. Planety znajdują się na wysokości około 20° nad horyzontem i są widoczne odpowiednio przez 6 i 4 godziny. W umiarkowanych szerokościach geograficznych Saturna można obserwować przez całą krótką noc.

Wenus widoczna jest na wschodzie rano przez około godzinę przed wschodem słońca. Jasność planety pozwala na obserwację jej w dzień, zarówno przez teleskop, jak i gołym okiem. Jowisza nadal można spotkać wieczorami na północnym zachodzie, w promieniach wieczornego świtu. Jej widoczność gwałtownie maleje, a pod koniec miesiąca planeta zniknie w promieniach Słońca.