Yksinkertaisia ​​tapoja löytää Venus taivaalta. Kuinka tarkkailla Merkuriusta ja Venusta Onko mahdollista nähdä Venus maasta

Elohopeaa kutsutaan "elohopeaksi", koska sitä on vaikea havaita. Tämä planeetta, joka on lähinnä aurinkoa, piiloutuu usein säteisiin, eikä taivaallamme liiku kaukana Auringosta - enintään 28 astetta, koska Merkuriuksen kiertorata sijaitsee maan sisällä. Merkurius on aina taivaalla, joko samassa tähdistössä Auringon kanssa tai viereisessä tähdistössä. Merkuriusta nähdään yleensä aamunkoittoa vasten, ja sitä on vaikea löytää kirkkaalta taivaalta. Edullisin aika Merkuriuksen havainnointiin tulee aikana, jolloin se on mahdollisimman kaukana Auringosta taivaalla.

Itävalta Samoin päivinä - Jousimiehen ja Kauris tähtikuvioiden rajalla - Merkurius näkyy Venuksen vieressä - se on myös kirkas (kirkkaudeltaan verrattavissa taivaan kirkkaimpiin tähtiin), mutta illan aamunkoitto voi olla kirkkaampi kuin se ja Merkurius on todennäköisesti mahdollista löytää vain kiikarin kautta - etsi Venus silmälläsi, osoita kiikarit siihen ja Merkurius on samassa näkökentässä. Tämä on melko harvinainen tapahtuma ja se on nähtävä. Venuksen lähentyminen Merkuriukseen kestää tammikuun 2015 puoliväliin asti.

USA Planeetan kulmaetäisyyttä Auringosta kutsutaan venymäksi. Jos planeetta on kaukana auringosta itään, tämä on itäinen venymä, jos lännessä, se on läntinen. Itäisen venymän myötä Merkurius näkyy lännessä, matalalla horisontin yläpuolella illan sarastaessa, pian auringonlaskun jälkeen ja laskee jonkin aikaa sen jälkeen. Länsimaisessa elongaatiossa Merkurius näkyy aamulla idässä aamunkoittoa vasten, vähän ennen auringonnousua. Tämä pari näkyy myös Venäjän alueelta. Tähtitieteilijät kirjoittavat. että niiden pitäisi olla näkyvissä tunnin sisällä ja ne laskevat noin kello seitsemän illalla tammikuun 15. päivänä, Merkurius on suurimmassa idässä ja siirtyy Auringosta 19 astetta poispäin. Ja tähän päivämäärään tulevat päivät ovat edullisimmat sen tarkkailuun. Auringonlaskun jälkeen Merkurius on horisontin yläpuolella lähes kaksi tuntia. Kirkkaana tähtenä se näkyy lounaassa Kauris tähdistössä, matalalla horisontin yläpuolella. Venus voi helposti auttaa sinua löytämään sen. Tämä kirkkain planeetta, joka herättää huomiota loistollaan, loistaa iltaisin läntisen horisontin yllä. Kirkas tähti sen oikealla puolella on Merkurius.

Japani 16. tammikuuta 2015 jälkeen Venuksen ja Merkuriuksen polut taivaalla kulkevat eri tavoin. Merkurius alkaa palata Aurinkoon kuvaamalla silmukkaa taivaanpallolla, ja Venus jatkaa siirtymistä pois päivänvalosta ja sen näkyvyyden kesto kasvaa päivä päivältä.

Planeettojen näkyvyys ja sijainti taivaalla kuukauden aikana.

Kesäkuu, "kevyin" kuukausi, ei ole kovin suotuisa tähtitieteellisille havainnoille. Jos etelässä yöt ovat yksinkertaisesti lyhyitä, niin lauhkeilla leveysasteilla valkoisten öiden kausi alkaa kokonaan. Kirkkaat planeetat, aurinko ja kuu ovat lähes ainoita havainnoitavissa olevia kohteita.

Kaikki neljä kirkasta planeettaa voidaan nähdä tämän vuoden kesäkuun taivaalla. Jupiter näkyy kuun alkupuoliskolla iltaisin lännessä, kaunis Venus koko kesäkuun ajan - aamuisin idässä. Iltaisin etelässä ja lounaassa voit tarkkailla Marsia ja Saturnusta. Nämä kaksi planeettaa ovat kätevimmät havainnointiin kesäkuussa.

Mutta aloitamme tarkastelun Merkuriuksesta, joka on lähimpänä aurinkoa.

Merkurius

Merkurius minuuttia ennen kuin Kuu peittää sen Sotšin päivätaivaalla 26. kesäkuuta 2014.

Kesäkuun alussa Merkuriuksen iltanäkyvyyskausi päättyy. Aurinkoa lähinnä oleva planeetta voitiin havaita kuun alkupäivinä matalalla luoteessa noin puoli tuntia auringonlaskun jälkeen ja vain etelässä, valkoisten öiden vyöhykkeen ulkopuolella. Melkein koko kesäkuun Merkurius on taivaalla lähellä päivätähteämme, joten se on havainnoimattomissa. Kesäkuun 19. päivänä planeetta siirtyy alempaan yhteyteen Auringon kanssa, eli se kulkee Maan ja Auringon välillä, minkä jälkeen se siirtyy aamutaivaalle.

Kesäkuun 26. päivänä Kuu peittää Merkuriuksen, joka on taivaalla vain 10 °:n päässä Auringosta. Tämä mielenkiintoinen ilmiö havaitaan Atlantilla, Amerikassa ja Euroopassa, erityisesti Krimillä ja Kaukasuksen Mustanmeren rannikolla. Kattaus alkaa noin klo 17, kun Kuu ja Aurinko ovat läntisellä taivaalla.

Merkuriuksen kirkkaus on noin 2,5 m, mikä periaatteessa mahdollistaa planeetan näkemisen sinistä taivasta vasten hyvässä amatööriteleskoopissa. Ole kuitenkin erittäin varovainen! Älä unohda, että pinnoite tapahtuu lähellä aurinkoa ja tähden säteet voivat vahingossa osua okulaariin ja vahingoittaa näköäsi! Suosittelemme tämän ilmiön tarkkailua vain kokeneille harrastajille. Pyrimme omalta osaltamme julkaisemaan mielenkiintoisia kuvia uutisista, jos sellaisia ​​ilmestyy Internetissä.

Venus

Etkö ole vielä nähnyt Venusta tänä kesänä? Kesäkuun alussa Aamutähti nousee noin tuntia ennen auringonnousua horisontin itäisen (tarkemmin sanottuna koillis-itäisen) osan yli.

Venuksen näkyvyysjakso on kuitenkin melko mielivaltainen: Ukrainassa, Krimillä ja Kaukasuksella planeetta on tällä hetkellä näkyvissä lähes 1,5 tuntia, ilmestyen tummalla taivaalla. Moskovan leveysasteella Venuksen näkyvyysaika ei yletä edes tuntiin. Kauempana pohjoiseen valkoisten öiden valossa - ja vielä vähemmän. Tässä tapauksessa planeetta nousee auringonnousun taustaa vasten. Mutta voit silti löytää sen Pietarista planeetan suuren kirkkauden vuoksi (kesäkuussa se pysyy noin -4 metrissä). Huomaa, että auringonnousun aikaan Venus, joka on itse asiassa valkoinen, voi olla punainen, oranssi ja syvän keltainen, mikä hämmentää aloittelijaa. Tässä tapauksessa kohtaamme tyypillisen horisontin lähellä olevien avaruusobjektien punoitusta Maan ilmakehässä kelluvan pölyn vuoksi.

Mitä tapahtuu taivaalla Venuksen kanssa kuukauden aikana? Minun on sanottava, että koko kesäkuun ajan planeetalla on suora liike (eli se liikkuu tähtien taustaa vasten samaan suuntaan Auringon kanssa, lännestä itään), liikkuen Oinas-tähdistöä pitkin. Venus lähestyy vähitellen tähtiä taivaalla, mutta kesäkuussa etäisyys pienenee hieman - 37 astetta 30 asteeseen. Samaan aikaan planeetan nousupisteen sijainti siirtyy hieman pohjoiseen.

30 astetta Auringosta on erittäin mukava etäisyys tällaisen kirkkaan planeetan havainnointiin ennen aamunkoittoa. Lauhkeilla leveysasteilla ja pohjoisessa valkoiset yöt kuitenkin väliintyvät, mikä tekee havainnoinnin hieman vaikeaksi. Mutta tässä tapauksessa, kuten edellä totesimme, Venus voidaan nähdä melko helposti paljaalla silmällä, puhumattakaan havainnoista kaukoputken tai kiikarin kautta. Ennen kuin aurinko nousee, planeetta onnistuu nousemaan taivaalle Moskovan leveysasteella noin 10 °, Sotšin leveysasteella - 15 ° horisontin yläpuolella.

Ehkä juuri auringonnousun jälkeen Venuksen kesäkuun teleskooppihavainnot ovat mielenkiintoisimpia ja tuottavimpia. Jo aamulla planeetta kohoaa tarpeeksi korkealle horisontin yläpuolelle, jotta ilmakehän turbulenssi ei suuresti vääristä kuvaa okulaarissa, ja sokaisevan valkoisen Venuksen ja sinisen taivaan taustan välinen matala kontrasti mahdollistaa usein paljon enemmän yksityiskohtien havaitsemisen planeetan pilvipeite kuin tavallisesti.

Kesäkuun aikana näennäiset mitat pienenevät 14:stä 12 kaarisekuntiin ja vaihe kasvaa 0,77:stä 0,86:een. (Pienempää kiertorataa seuraten planeetta ohitti Maan ja on nyt siirtymässä siitä pois, ja muutaman kuukauden kuluttua se piiloutuu Auringon taakse.)

Venus ja kuu aamutaivaalla 24. kesäkuuta. Kuun mitat on suurennettu 4 kertaa selvyyden vuoksi.

Minun on sanottava, että päivän aikana on täysin mahdollista nähdä Venus paljaalla silmällä. Tätä varten riittää, että eristetään kirkkaasta auringosta ja tarkastellaan taivaan osaa 30 ° tähden oikealla puolella. Päivän ensimmäisellä puoliskolla Venus on hieman Aurinkoa korkeammalla, toisella vastaavasti matalammalla. Lopuksi kesäkuun 24. päivänä erinomainen vertailukohta Venuksen etsimiselle sekä ennen auringonnousua että päivätaivaalla on "ikääntyvä" Kuu, jonka kapea puolikuu lähestyy planeettaa jopa 3,5 °:een.

Mars

2 kuukautta on kulunut Marsin huhtikuun oppositiosta. Punaisen planeetan kirkkaus ja näennäinen koko ovat vähentyneet merkittävästi ja pienenevät edelleen nopeasti. Kesäkuussa Mars on kuitenkin yksi näkyvimmistä taivaankappaleista illalla ja yöllä.

Koko kuukauden planeetta on Neitsyt tähdistössä, liikkuen tähtien taustaa vasten samaan suuntaan Auringon kanssa ja lähestyen vähitellen Spicaa, Neitsyt-tähdistön päätähteä. Mars näkyy iltahämärässä lounaassa 25 ° horisontin yläpuolella (Moskovan leveysasteella). Planeetta voidaan erottaa tähdistä sen ominaisen vaaleanpunaisen värin ja tasaisen säteilyn perusteella (tähdet yleensä välkkyvät selvästi).

Kesäkuun alussa Marsin näkyvyys on noin 4 tuntia, lopussa - jo vain 2 tuntia. Planeetan kirkkaus laskee -0,5 metristä 0,0 metriin, näkyvän kiekon halkaisija - 11,9 ″:sta 9,5 ″:iin. Hyvässä amatööriteleskoopissa, jonka linssi on 120 mm tai korkeampi, planeetan levyltä löytyy monia mielenkiintoisia yksityiskohtia - napakorkit, tummia ja vaaleita alueita, alueita, joissa on erilaisia ​​keltaisen, punaisen ja jopa sinisen sävyjä. Ja nykyaikaisissa digitaalisissa valokuvissa Mysterious Planet näkyy erittäin tehokkaasti tänään.

Planeetta Mars, valokuvattu 7. toukokuuta 2014. Kuvassa näkyy selvästi pohjoisnapa, Chrysen alueen tummat alueet ja kirkkaat cirruspilvet.

Jupiter

Saturnus, Kuu, Mars ja Jupiter illalla 8. kesäkuuta. Jupiter iltaisin kesäkuun ensimmäisellä puoliskolla näkyy illan aamunkoitteessa matalalla luoteessa.

Taivaallamme lähes vuoden loistanut Jupiter päättää iltanäkyvyyden jakson kesäkuussa. Planeetta liikkuu samaan suuntaan Auringon kanssa, mutta koska se on kauempana meistä kuin päivänvalo, se liikkuu hitaammin kuin Aurinko tähtien taustalla. Heinäkuun lopussa Aurinko saavuttaa Jupiterin ja planeetta siirtyy jälleen viime vuoden tapaan iltataivaalle, jossa 18. elokuuta tapahtuu merkittävä lähentyminen Venukseen.

Kesäkuun ensimmäisellä puoliskolla Jupiteria voidaan tarkkailla noin 2 tuntia iltahämärässä luoteessa (90 ° Marsin oikealla puolella); kuun lopussa planeetta on itse asiassa piilossa auringonsäteiden alla.

Huolimatta siitä, että Jupiter sijaitsee tällä hetkellä lähellä kiertoradansa pistettä, joka on kauimpana Maasta, planeetta on niin suuri, että sen kirkkaus ja koko eivät ole laskeneet liikaa talvikauteen verrattuna. Kesäkuussa Jupiterin kirkkaus on -1,9 metrin luokkaa ja näkyvän kiekon halkaisija on noin 32 ″. Planeetta näkyy edelleen täydellisesti jopa pienillä kaukoputkilla; Hänen havaintojaan haittaavat paljon enemmän matala sijainti horisontin yläpuolella ja taivaan kirkas tausta lauhkeilla leveysasteilla kuin etäisyys Maasta.

Saturnus

Kuu ja Saturnus lähestyvät keskiyöllä 11.6.2014. Huomaa, että Saturnus, Mars ja kirkas tähti Arcturus muodostavat lähes tasakylkisen kolmion taivaalla kesäkuussa.

Saturnuksen sijainti taivaalla tekee tästä planeettasta kätevimmän tarkkailtavan kesäkuussa 2014. Koko kuukauden Vaaka tähdistössä ollessaan rengasjättiläinen ilmestyy iltahämärän alkaessa etelään 15-20 asteen korkeudessa horisontin yläpuolella havaintoleveysasteesta riippuen. Etelä-Venäjällä, Ukrainassa, Kazakstanissa Saturnuksen näkyvyys on noin 6 tuntia, lauhkeilla leveysasteilla planeetta näkyy koko lyhyen yön ajan.

Suuruudessaan (0,4 m) Saturnus on verrattavissa kirkkaimpiin tähtiin, mutta tämä ei välttämättä riitä aloittelijalle tunnistamaan planeetta itsevarmasti kesäkuun kirkkaalla yötaivaalla. Varsinkin aloitteleville tähtitieteen ystäville kerromme, että illalla Saturnus löytyy 30° (noin 3-4 nyrkkiä ojennetusta kädestä) itään punertavasta ja kirkkaammasta Marsista. Haettaessa on tärkeää, ettei Marsia sekoita Arcturukseen, joka on myös punertava ja jonka kirkkaus on suunnilleen sama kuin Marsin. Yleensä Mars, Arcturus ja Saturnus muodostavat kesäkuun taivaalla tasakylkisen kolmion, jonka pohjalla on kaksi planeettaa. Helpoin tapa löytää planeetta on yöllä 10.–11. kesäkuuta. Tällä hetkellä Kuu on Saturnuksen vieressä (vain 1,5 ° planeetan eteläpuolella) vaiheessa, joka on lähellä täysikuuta.

Saturnuksen väri on keltainen. Pienessäkin kaukoputkessa voi nähdä napoihin litistyneen planeetan kiekon ja planeetan ylelliset renkaat, jotka avautuvat 20° kulmassa. Planeetan näennäiset mitat ovat 18 ″ ja renkaat 40 × 15 ″. Teleskoopissa, jonka linssi on vähintään 100 mm, voit yrittää nähdä Cassini-raon planeetan renkaissa. Pienemmissäkin soittimissa voit nähdä Saturnuksen suurimman kuun, Titanin, 8,4 metrin asteriskin muodossa.

Uranus ja Neptunus

Katsauksen viimeiset planeetat ovat Uranus ja Neptunus. Kaukaiset jättiläiset ovat liian heikkoja paljain silmin havaittavaksi (vain Uranus voidaan nähdä vastakkainasetteluhetkellä näkyvyyden rajalla kuuttomana yönä). Ja useimmissa amatööriteleskoopeissa ne näyttävät parhaimmillaan pieniltä vihertävänsinisiltä levyiltä ilman mitään yksityiskohtia.

Nyt sekä Uranus että Neptunus ovat aamutaivaalla Kalojen ja Vesimiehen tähdistössä, vastaavasti. Uranuksen näkyvyys on noin 1 tunti kesäkuussa kuun alussa ja nousee 2 tuntiin kuun lopussa. Planeetan kirkkaus on 6,0 m, planeetan näennäinen koko on 3,4 ″; levyn näkemiseen tarvitset kaukoputken, jonka linssi on vähintään 80 mm ja suurennus 80 × tai suurempi. Huomaa, että Moskovan pohjoispuolella olevaa planeettaa on melkein mahdotonta tarkkailla valkoisten öiden vuoksi.

Vielä suuremmassa määrin jälkimmäinen koskee myös Neptunusta, jonka magnitudi on vain 8 metriä, vaikka se kohoaakin melkein tunnin aikaisemmin kuin Uranus. Uranuksen tavoin Neptunus liikkuu taivaalla samaan suuntaan kuin aurinko. Se löytyy sigma-tähden Vesimiehen (magnitudi 4,8 m) läheltä. Nähdäksesi planeetan kiekon tarvitset vakavamman instrumentin: kaukoputken, jossa on 100-120 mm objektiivi ja yli 100-kertainen suurennus.

Toistakaamme, että näiden planeettojen etsinnällä ja havainnolla, koska ne ovat kaukana maasta, on parhaimmillaankin vain kognitiivista arvoa amatööreille.

Tehdään yhteenveto. Kesäkuussa kaikki planeetat ovat näkyvissä taivaalla, paitsi Merkurius, joka on 19. päivänä alemmassa yhteydessä Auringon kanssa. Suotuisimmat olosuhteet ovat Saturnuksen ja Marsin havainnointi. Nämä kaksi planeettaa näkyvät taivaalla hämärässä etelässä ja lounaassa, vastaavasti. Planeetat sijaitsevat noin 20 °:n korkeudessa horisontin yläpuolella ja ovat näkyvissä vastaavasti 6 ja 4 tuntia. Lauhkeilla leveysasteilla Saturnus voidaan havaita koko lyhyen yön ajan.

Venus näkyy aamulla idässä noin tunnin ajan ennen auringonnousua. Planeetan loisto mahdollistaa sen tarkkailun päivällä sekä kaukoputkella että paljaalla silmällä. Jupiteria löytyy vielä iltaisin luoteesta, iltasaamun säteistä. Sen näkyvyys heikkenee nopeasti, ja kuun lopussa planeetta piiloutuu Auringon säteisiin.

Planeetta venus

Yleistä tietoa Venuksesta. Maan sisar

Kuva 1 Venus. Tilannekuva MESSENGER-laitteesta, päivätty 14. tammikuuta 2008. Kiitokset: NASA / Johns Hopkinsin yliopiston sovelletun fysiikan laboratorio / Washingtonin Carnegie-instituutti

Venus on toinen planeetta Auringosta, kooltaan, painovoimaltaan ja koostumukseltaan hyvin samanlainen kuin maamme. Samalla se on taivaan kirkkain kohde auringon ja kuun jälkeen, saavuttaen magnitudin -4,4.

Planeetta Venus on tutkittu erittäin hyvin, sillä siellä on käynyt yli tusina avaruusalusta, mutta tähtitieteilijöillä on vielä kysymyksiä. Tässä on vain muutamia niistä:

Ensimmäinen kysymyksistä koskee Venuksen pyörimistä: sen kulmanopeus on juuri sellainen, että alemman konjunktion aikana Venus on Maata kohti koko ajan samalla puolella. Syyt tähän johdonmukaisuuteen Venuksen pyörimisen ja Maan kiertoradan välillä eivät ole vielä selviä ...

Toinen kysymys on Venuksen ilmakehän liikkeen lähde, joka on jatkuva jättimäinen pyörre. Lisäksi tämä liike on erittäin voimakas ja sille on ominaista hämmästyttävä pysyvyys. Mitkä voimat luovat tämän kokoisen ilmakehän pyörteen, ei tiedetä?

Ja viimeinen, kolmas kysymys - onko planeetalla Venus elämää? Tosiasia on, että useiden kymmenien kilometrien korkeudessa Venuksen pilvisessä kerroksessa havaitaan olosuhteita, jotka ovat varsin sopivia organismien elämälle: ei kovin korkea lämpötila, sopiva paine jne.

On huomattava, että vain puoli vuosisataa sitten oli paljon enemmän Venukseen liittyviä kysymyksiä. Tähtitieteilijät eivät tienneet mitään planeetan pinnasta, eivät tienneet sen hämmästyttävän ilmakehän koostumusta, eivät tienneet sen magnetosfäärin ominaisuuksia ja paljon muuta. Mutta he tiesivät kuinka löytää Venus yötaivaalta, tarkkailla sen vaiheita, jotka liittyvät planeetan liikkeeseen Auringon ympäri, jne. Lue alta, kuinka tällaisia ​​havaintoja tehdään.

Venuksen havainnointi Maasta

Kuva 2 Kuva planeetta Venus maasta. Luotto: Carol Lakomiak

Koska Venus on lähempänä aurinkoa kuin Maa, se ei koskaan näytä liian kaukana siitä: suurin kulma sen ja auringon välillä on 47,8 °. Näistä maan taivaalla sijaitsevista ominaisuuksista johtuen Venus saavuttaa maksimikirkkautensa vähän ennen auringonnousua tai jonkin aikaa auringonlaskun jälkeen. 585 päivän aikana sen ilta- ja aamunäkyvyysjaksot vuorottelevat: jakson alussa Venus on näkyvissä vasta aamulla, sitten 263 päivää myöhemmin se tulee hyvin lähelle Aurinkoa, eikä sen kirkkaus salli sen näkemistä. planeetta 50 päivän ajan; sitten alkaa Venuksen iltanäkyvyysjakso, joka kestää 263 päivää, kunnes planeetta taas katoaa 8 päiväksi ja löytää itsensä Maan ja Auringon väliltä. Tämän jälkeen näkyvyyden vuorottelu toistetaan samassa järjestyksessä.

Planeetta Venus on helppo tunnistaa, koska yötaivaalla se on Auringon ja Kuun jälkeen kirkkain valaisin saavuttaen maksimissaan -4,4 magnitudin. Planeetan erottuva piirre on sen tasainen valkoinen väri.

Kuva 3 Venuksen vaiheen muutos. Luotto: verkkosivusto

Venusta tarkkailemalla näkee jopa pienellä kaukoputkella kuinka sen kiekon valaistus muuttuu ajan myötä, ts. tapahtuu vaiheiden muutos, jonka Galileo Galilei havaitsi ensimmäisen kerran vuonna 1610. Planeettamme lähimpänä olevalla Venuksesta on pyhitetty vain pieni osa ja se on ohuen sirpin muodon. Venuksen kiertorata on tällä hetkellä 3,4 °:n kulmassa Maan kiertoradalle, joten se kulkee yleensä hieman Auringon ylä- tai alapuolella jopa kahdeksantoista auringon halkaisijan etäisyydellä.

Mutta joskus on tilanne, jossa Venus-planeetta sijaitsee suunnilleen samalla linjalla Auringon ja Maan välillä, ja sitten voit nähdä erittäin harvinaisen tähtitieteellisen ilmiön - Venuksen kulkemisen Auringon kiekon poikki, jossa planeetta on pienen tumman "täplän" muodossa, jonka halkaisija on 1/30 auringosta.

Kuva 4 Venuksen kulku Auringon kiekon poikki. Tilannekuva NASAn TRACE-satelliitista 6. elokuuta 2004. Kiitokset: NASA

Tämä ilmiö esiintyy noin 4 kertaa 243 vuoden aikana: ensin havaitaan 2 talvikulkua 8 vuoden taajuudella, sitten 121,5 vuoden aikaväli ja 2 muuta, tällä kertaa kesäaikaa, tapahtuu samalla 8 vuoden taajuudella. Venuksen talvikulkuja voidaan sitten havaita vasta 105,8 vuoden kuluttua.

On huomattava, että jos 243 vuoden syklin kesto on suhteellisen vakio, niin talvi- ja kesäkulkujen välinen taajuus muuttuu sen sisällä johtuen pienistä eroista planeettojen palaamisjaksoissa kiertoradansa pisteisiin. ' yhteys.

Vuoteen 1518 asti Venuksen läpikulkujen sisäinen järjestys näytti olevan "8-113,5-121,5", ja ennen vuotta 546 oli 8 kauttakulkua, joiden välit olivat 121,5 vuotta. Nykyinen järjestys säilyy 2846 asti, jonka jälkeen se korvataan toisella: "105.5-129.5-8".

Viimeinen 6 tuntia kestävä Venus-planeetan kauttakulku havaittiin 8.6.2004, seuraava tapahtuu 6.6.2012. Sitten tulee tauko, joka päättyy vasta joulukuussa 2117.

Venuksen planeetan tutkimuksen historia

kuva 5 Observatorion rauniot Chichen Itzan kaupungissa (Meksiko). Lähde: wikipedia.org.

Planeetta Venus sekä Merkurius, Mars, Jupiter ja Saturnus tunsivat neoliittisen aikakauden (uuden kivikauden) ihmiset. Planeetan tunsivat hyvin muinaiset kreikkalaiset, egyptiläiset, kiinalaiset, Babylonin ja Keski-Amerikan asukkaat sekä Pohjois-Australian heimot. Mutta Venuksen vain aamulla tai illalla havaitsemisen erityispiirteiden vuoksi muinaiset tähtitieteilijät uskoivat näkevänsä täysin erilaisia ​​taivaankappaleita, joten he kutsuivat aamua Venukseksi yhdellä nimellä ja illalla toisella. Joten kreikkalaiset antoivat illalle Venukselle nimen Vesper ja aamulle - Fosforin. Muinaiset egyptiläiset antoivat planeetalle myös kaksi nimeä: Tayoumutiri - aamu-Venus ja Oueyte - ilta. Maya-intiaanit kutsuivat Venus Noh Ek - "Suuri tähti" tai Xux Ek - "Ampiaisen tähti" ja pystyivät laskemaan sen synodisen ajanjakson.

Ensimmäiset ihmiset, jotka ymmärsivät, että aamu- ja ilta-Venus ovat yksi ja sama planeetta, olivat kreikkalaiset pythagoralaiset; vähän myöhemmin toinen muinainen kreikkalainen, Pontuksen Heraklides, ehdotti, että Venus ja Merkurius kiertävät Auringon, eivät Maan. Noin samaan aikaan kreikkalaiset antoivat planeetalle rakkauden ja kauneuden jumalattaren Afroditen nimen.

Mutta planeetta sai nykyaikaisille ihmisille tutun nimen "Venus" roomalaisilta, jotka nimesivät sen koko roomalaisen kansan suojelusjumalattaren mukaan, jolla oli sama paikka roomalaisessa mytologiassa kuin Afrodite kreikaksi.

Kuten näet, muinaiset tähtitieteilijät tarkkailivat vain planeettaa, laskeen samanaikaisesti synodisia kiertojaksoja ja laatien tähtitaivaan karttoja. Etäisyyttä Maan ja Auringon välillä on myös yritetty laskea tarkkailemalla Venusta. Tätä varten on välttämätöntä, kun planeetta kulkee suoraan Auringon ja Maan välillä parallaksimenetelmällä, mittaamaan merkityksettömät erot kulkemisen alkamis- tai päättymisajassa kahdessa riittävän kaukana planeettamme pisteessä. Pisteiden välistä etäisyyttä käytetään edelleen kannan pituutena määrittämään etäisyydet Auringosta ja Venuksesta kolmiomittausmenetelmällä.

Historioitsijat eivät tiedä, milloin tähtitieteilijät havaitsivat ensimmäisen kerran Venuksen kulkemisen Auringon kiekon poikki, mutta he tietävät sen henkilön nimen, joka ennusti ensimmäisenä tällaisen kulkemisen. Saksalainen tähtitieteilijä Johannes Kepler ennusti vuoden 1631 kulumisen. Ennustettuna vuonna Keplerin ennusteen epätarkkuuden vuoksi kukaan ei kuitenkaan havainnut kulkua Euroopassa ...

Kuva 6 Jerome Horrocks tarkkailee Venuksen kulkemista Auringon kiekon poikki. Lähde: wikipedia.org.

Mutta toinen tähtitieteilijä, Jerome Horrocks, tarkentanut Keplerin laskelmia, sai selville kohtien tarkat toistojaksot, ja 4. joulukuuta 1639 kotoaan Mach Hoolessa Englannissa hän pystyi henkilökohtaisesti näkemään Venuksen kulun meren poikki. auringon levy.

Yksinkertaisella kaukoputkella Horrocks projisoi aurinkolevyn taululle, jossa tarkkailijan silmien oli turvallista nähdä kaikki, mitä aurinkokiekon taustaa vasten tapahtui. Ja kello 15 tuntia 15 minuuttia, vain puoli tuntia ennen auringonlaskua, Horrocks näki vihdoin ennustetun kulun. Havaintojen avulla englantilainen tähtitieteilijä yritti arvioida etäisyyttä Maan ja Auringon välillä, mikä osoittautui 95,6 miljoonaksi kilometriksi.

Vuonna 1667 Giovanni Domenico Cassini teki ensimmäisen yrityksen määrittää Venuksen pyörimisjakso akselinsa ympäri. Hänen saamansa arvo oli hyvin kaukana todellisesta arvosta ja oli 23 tuntia ja 21 minuuttia. Tämä johtui siitä, että Venusta piti tarkkailla vain kerran päivässä ja vain useita tunteja. Suuntaessaan kaukoputkensa planeetalle useiden päivien ajan ja näkemällä saman kuvan koko ajan, Cassini tuli siihen tulokseen, että Venus-planeetta on tehnyt täydellisen vallankumouksen akselinsa ympäri.

Horrocksin ja Cassinin havaintojen jälkeen, tietäen Keplerin laskelmat, tähtitieteilijät ympäri maailmaa odottivat innolla seuraavaa tilaisuutta tarkkailla Venuksen kulkua. Ja sellainen tilaisuus avautui heille vuonna 1761. Havaintoja suorittaneiden tähtitieteilijöiden joukossa oli venäläinen tiedemiehemme Mihail Vasilyevich Lomonosov, joka havaitsi planeetan saapuessa aurinkolevylle ja poistuessaan sieltä kirkkaan renkaan Venuksen tumman kiekon ympäriltä. Lomonosov selitti havaitun ilmiön, joka nimettiin myöhemmin hänen mukaansa ("Lomonosovin ilmiö"), sillä, että Venuksella oli ilmakehä, jossa auringonsäteet taittuivat.

Kahdeksan vuoden kuluttua havaintoja jatkoivat englantilainen tähtitieteilijä William Herschel ja saksalainen tähtitieteilijä Johann Schroeter, "löydellen" jälleen Venuksen ilmakehän.

XIX-luvun 60-luvulla tähtitieteilijät alkoivat yrittää selvittää löydetyn Venuksen ilmakehän koostumusta ja ensinnäkin määrittää hapen ja vesihöyryn läsnäolo siinä spektrianalyysin avulla. Happi- tai vesihöyryä ei kuitenkaan löytynyt. Jonkin aikaa myöhemmin, jo 1900-luvulla, yrityksiä löytää "elämän kaasuja" jatkettiin: havaintoja ja tutkimusta suorittivat A. A. Belopolsky Pulkovossa (Venäjä) ja Vesto Melvin Slifer Flagstaffissa (USA).

Samalla XIX vuosisadalla. italialainen tähtitieteilijä Giovanni Schiaparelli yritti jälleen määrittää Venuksen kiertojakson akselinsa ympäri. Olettaen, että Venuksen kierto Auringon suuntaan liittyy aina sen hyvin hitaaseen pyörimiseen, hän asetti sen akselin ympäri kiertämisjaksoksi 225 päivää, mikä oli 18 päivää vähemmän kuin todellinen.

kuva 7 Mount Wilsonin observatorio. Luotto: MWOA

Vuonna 1923 Edison Pettit ja Seth Nicholson Mount Wilsonin observatoriossa Mount Wilsonissa Kaliforniassa (USA) alkoivat mitata Venuksen ylempien pilvien lämpötilaa, minkä myöhemmin monet tutkijat suorittivat. Yhdeksän vuotta myöhemmin amerikkalaiset tähtitieteilijät W. Adams ja T. Denham samassa observatoriossa tallensivat Venuksen spektrissä kolme hiilidioksidiin (CO 2) kuuluvaa vyöhykettä. Nauhojen intensiteetti teki mahdolliseksi päätellä, että tämän kaasun määrä Venuksen ilmakehässä on monta kertaa suurempi kuin sen pitoisuus Maan ilmakehässä. Muita kaasuja ei löytynyt Venuksen ilmakehästä.

Vuonna 1955 William Sinton ja John Strong (USA) mittasivat Venuksen pilvikerroksen lämpötilan, joka osoittautui -40 ° С:ksi ja vielä alhaisemmaksi planeetan napojen lähellä.

Amerikkalaisten lisäksi Neuvostoliiton tiedemiehet N.P. Barabashov, V.V. Sharonov ja V.I. Ezersky, ranskalainen tähtitieteilijä B. Lyot. Heidän tutkimuksensa sekä Sobolevin kehittämä teoria valon sironnasta tiheiden planeettojen ilmakehässä osoitti, että Venuksen pilvien hiukkasten koko on noin yksi mikrometri. Tutkijoiden täytyi vain selvittää näiden hiukkasten luonne ja tutkia tarkemmin Venuksen pilvikerroksen koko paksuus, ei vain sen yläraja. Ja tätä varten oli tarpeen lähettää planeettojen välisiä asemia, jotka myöhemmin loivat Neuvostoliiton ja Yhdysvaltojen tutkijat ja insinöörit.

Ensimmäinen Venus-planeetalle laukaistu avaruusalus oli "Venus-1". Tämä tapahtuma tapahtui 12. helmikuuta 1961. Jonkin ajan kuluttua yhteys laitteen kanssa kuitenkin katkesi ja Venera-1 saapui Auringon satelliitin kiertoradalle.

kuva 8 "Venus-4". Luotto: NSSDC

kuva 9 "Venus-5". Luotto: NSSDC

Myös seuraava yritys epäonnistui: Venera-2-avaruusalus lensi 24 tuhannen kilometrin etäisyydellä. planeetalta. Vain Neuvostoliiton vuonna 1965 laukaisema Venera-3 pystyi tulemaan suhteellisen lähelle planeettaa ja jopa laskeutumaan sen pinnalle, mitä helpotti erityisesti suunniteltu laskeutumisajoneuvo. Mutta aseman ohjausjärjestelmän vian vuoksi Venuksesta ei saatu tietoja.

2 vuotta myöhemmin, 12. kesäkuuta 1967, Venera-4 lähti planeetalle varustettuna myös laskeutumisajoneuvolla, jonka tarkoituksena oli tutkia Venuksen ilmakehän fysikaalisia ominaisuuksia ja kemiallista koostumusta kahdella vastuslämpömittarilla, barometrisellä anturi, ionisaatioilmakehän tiheysmittari ja 11 patruunaa kaasuanalysaattorit. Laite täytti tarkoituksensa, koska se totesi valtavan määrän hiilidioksidia, planeetta ympäröivän heikon magneettikentän ja säteilyvöiden puuttumisen.

Vuonna 1969, vain 5 päivän välein, 2 planeettojenvälistä asemaa sarjanumeroilla 5 ja 6 meni Venukseen kerralla.

Heidän radiolähettimillä, radiokorkeusmittareilla ja muilla tieteellisillä laitteilla varustetut laskeutumisajoneuvot välittivät laskeutumisen aikana tietoa ilmakehän paineesta, lämpötilasta, tiheydestä ja kemiallisesta koostumuksesta. Kävi ilmi, että Venuksen ilmakehän paine saavuttaa 27 ilmakehän; ei ollut mahdollista selvittää, voisiko se ylittää ilmoitetun arvon: korkeamman paineen laskeutumisajoneuvoja ei yksinkertaisesti laskettu. Venuksen ilmakehän lämpötila avaruusaluksen laskeutumisen aikana vaihteli välillä 25 - 320 °C. Ilmakehää hallitsi hiilidioksidi, jossa oli pieni määrä typpeä, happea ja vesihöyryn sekoitusta.

Kuva 10 "Mariner-2". Kiitos: NASA / JPL

Neuvostoliiton avaruusalusten lisäksi Venus-planeetan tutkimiseen osallistuivat amerikkalaiset "Mariner"-sarjan avaruusalukset, joista ensimmäinen sarjanumerolla 2 (numero 1 putosi alussa) lensi planeetan ohi joulukuussa. 1962, määritettyään sen pintalämpötilan. Samoin toinen amerikkalainen avaruusalus, Mariner 5, tutki Venusta lentäessään planeetan ohi vuonna 1967. Suorittaessaan ohjelmaansa viides numero "Mariner" vahvisti hiilidioksidin esiintyvyyden Venuksen ilmakehässä, havaitsi, että paine tämän ilmakehän paksuudessa voi nousta 100 ilmakehään ja lämpötila - 400 ° C.

On huomattava, että Venuksen planeetan tutkimus 60-luvulla. tuli maasta. Joten tutkamenetelmiä käyttämällä amerikkalaiset ja Neuvostoliiton tähtitieteilijät ovat todenneet, että Venuksen kierto on päinvastainen ja Venuksen kiertoaika on ~ 243 päivää.

15. joulukuuta 1970 Venera-7-avaruusalus saavutti ensimmäisen kerran planeetan pinnan ja työskenneltyään sillä 23 minuuttia välitti tietoja ilmakehän koostumuksesta, sen eri kerrosten lämpötiloista sekä paineesta, joka mittaustuloksiin, oli 90 ilmakehää.

Puolitoista vuotta myöhemmin, heinäkuussa 1972, toinen Neuvostoliiton avaruusalus laskeutui Venuksen pinnalle.

Laskeutumisajoneuvoon asennettujen tieteellisten laitteiden avulla mitattiin Venuksen pinnan valaistus, joka oli 350 ± 150 luksia (kuten maapallolla pilvisenä päivänä), ja pintakivien tiheys 1,4 g / cm 3. Todettiin, että Venuksen pilvet sijaitsevat 48–70 km:n korkeudessa, niillä on kerrosrakenne ja ne koostuvat 80-prosenttisesta rikkihapon pisaroista.

Helmikuussa 1974 Mariner-10 lensi Venuksen ohi ja kuvasi sen pilvipeitettä 8 päivän ajan tutkiakseen ilmakehän dynamiikkaa. Saatujen kuvien perusteella oli mahdollista määrittää Venuksen pilvikerroksen pyörimisjakso, joka vastaa 4 päivää. Kävi myös ilmi, että tämä pyöriminen tapahtuu myötäpäivään planeetan pohjoisnavasta katsottuna.

Kuva 11 Venera-10 -laskeutumisajoneuvo. Luotto: NSSDC

Muutamaa kuukautta myöhemmin, lokakuussa 1974, Venuksen pinnalle laskeutuivat Neuvostoliiton avaruusalukset sarjanumeroilla 9 ja 10. Laskeuduttuaan 2200 km:n päähän toisistaan ​​ne välittivät Maahan laskeutumispaikkojen pinnan ensimmäiset panoraamakuvat. Laskeutumisajoneuvot välittivät tunnissa tieteellistä tietoa pinnalta avaruusaluksiin, jotka siirrettiin Venuksen keinotekoisten satelliittien kiertoradalle ja välitettiin Maahan.

On huomattava, että Venus-9 ja 10 lentojen jälkeen Neuvostoliitto laukaisi kaikki tämän sarjan avaruusalukset pareittain: ensin yksi avaruusalus lähetettiin planeetalle, sitten vähimmäisaikavälillä toinen.

Joten syyskuussa 1978 Venera-11 ja Venera-12 menivät Venukseen. Saman vuoden 25. joulukuuta heidän laskeutumisajoneuvansa saavuttivat planeetan pinnan ottamalla useita valokuvia ja siirtäen osan niistä Maahan. Osittain siksi, että yksi laskeutumisajoneuvoista ei avannut kammion suojakansia.

Avaruusaluksen laskeutumisen aikana Venuksen ilmakehään rekisteröitiin sähköpurkauksia, jotka olivat erittäin voimakkaita ja toistuvia. Joten yksi laitteista havaitsi 25 purkausta sekunnissa, toinen - noin tuhat, ja yksi ukkonen kesti 15 minuuttia. Tähtitieteilijöiden mukaan sähköpurkaukset liittyivät aktiiviseen vulkaaniseen toimintaan avaruusalusten laskeutumispaikoissa.

Noin samaan aikaan Venuksen tutkimuksen suoritti jo amerikkalaisen sarjan avaruusalus "Pioneer-Venera-1", joka laukaistiin 20. toukokuuta 1978.

Astuttuaan 24 tunnin elliptiselle kiertoradalle planeetan ympäri 4. joulukuuta laite suoritti pinnan tutkakartoitusta puolentoista vuoden ajan, tutki Venuksen magnetosfääriä, ionosfääriä ja pilvirakennetta.

kuva 12 "Pioneeri-Venus-1". Luotto: NSSDC

Ensimmäisen "pioneerin" jälkeen toinen meni Venukseen. Se tapahtui 8. elokuuta 1978. Marraskuun 16. päivänä ensimmäinen ja suurin laskeutumisajoneuvo erottui ajoneuvosta, 4 päivää myöhemmin 3 muuta laskeutuvaa ajoneuvoa. Joulukuun 9. päivänä kaikki neljä moduulia saapuivat planeetan ilmakehään.

Pioneer-Venera-2-laskeutumisajoneuvojen tutkimuksen tulosten perusteella määritettiin Venuksen ilmakehän koostumus, jonka seurauksena todettiin, että argon-36:n ja argon-38:n pitoisuus siinä on 50- 500 kertaa suurempi kuin näiden kaasujen pitoisuus Maan ilmakehässä. Ilmakehä koostuu pääasiassa hiilidioksidista, jossa on pieniä määriä typpeä ja muita kaasuja. Planeetan pilvien alta löydettiin jälkiä vesihöyrystä ja odotettua suurempi molekyylihappipitoisuus.

Aivan sama pilvikerros, kuten kävi ilmi, koostuu vähintään kolmesta hyvin määritellystä kerroksesta.

Ylempi, 65-70 km korkeudessa, sisältää pisaroita väkevää rikkihappoa. Kaksi muuta kerrosta ovat koostumukseltaan suunnilleen samanlaisia, sillä ainoalla erolla, että alimmassa kerroksessa on suurempia rikkihiukkasia. Alle 30 km korkeudessa. Venuksen ilmapiiri on suhteellisen läpinäkyvä.

Laskeutumisen aikana laitteet suorittivat lämpötilamittauksia, jotka vahvistivat Venuksella vallitsevan valtavan kasvihuoneilmiön. Joten, jos noin 100 km korkeudessa lämpötila oli -93 ° C, niin pilvien ylärajalla se oli -40 ° C ja jatkoi nousuaan saavuttaen 470 ° C aivan pinnalla ...

Loka-marraskuussa 1981 5 päivän välein lähtivät liikkeelle "Venera-13" ja "Venera-14", joiden laskeutumisajoneuvot maaliskuussa, jo 82. päivänä, saavuttivat planeetan pinnan lähettäen panoraamakuvia laskeutumispaikoista Maa, jolla oli näkyvissä kelta-vihreä Venuksen taivas, ja tutkittuaan Venuksen maaperän koostumusta, josta löytyi: piidioksidia (jopa 50 % maaperän kokonaismassasta), alumiinialunaa (16 %), magnesiumoksidit (11%), rauta, kalsium ja muut alkuaineet. Lisäksi "Venus-13:een" asennetun äänentallennuslaitteen avulla tutkijat kuulivat ensimmäistä kertaa toisen planeetan äänet, nimittäin ukkosen.

kuva 13 Venuksen planeetan pinta. Tilannekuva Venera-13-avaruusaluksesta, päivätty 1. maaliskuuta 1982. Luotto: NSSDC

2. kesäkuuta 1983 AMS (automaattinen planeettojenvälinen asema) "Venera-15" meni Venus-planeetalle, joka lokakuun 10. päivänä samana vuonna astui napakiertoradalle planeetan ympäri. Lokakuun 14. päivänä Venera-16 laukaistiin kiertoradalle, laukaistiin 5 päivää myöhemmin. Molemmat asemat suunniteltiin tutkimaan Venuksen kohokuviota aluksella olevien tutkien avulla. Työskenneltyään yhdessä yli kahdeksan kuukautta, asemat saivat kuvan planeetan pinnasta laajalla alueella: pohjoisnavasta ~ 30° pohjoiseen leveysasteeseen. Näiden tietojen käsittelyn tuloksena laadittiin yksityiskohtainen kartta Venuksen pohjoisesta pallonpuoliskosta 27 arkille ja julkaistiin ensimmäinen planeetan kohokuvion atlas, joka kattoi kuitenkin vain 25 % sen pinnasta. Neuvostoliiton ja amerikkalaiset kartografit loivat myös avaruusalusten tutkimusten aineiston perusteella Tiedeakatemian ja NASA:n alaisuudessa järjestetyn ensimmäisen kansainvälisen maan ulkopuolista kartografiaa koskevan projektin puitteissa yhdessä kolmen pohjoisen kartoituskartan sarjan. Venus. Tämä "Magellan Flight Planning Kit" -nimisen karttasarjan esittely pidettiin kesällä 1989 kansainvälisessä geologisessa kongressissa Washingtonissa.

Kuva 14 Laskeutumismoduuli АМС "Vega-2". Luotto: NSSDC

"Venuksen" jälkeen planeetan tutkimusta jatkoi "Vega"-sarjan Neuvostoliiton AMS. Näitä ajoneuvoja oli kaksi: "Vega-1" ja "Vega-2", jotka 6 päivän erolla laukaistiin Venukseen vuonna 1984. Kuusi kuukautta myöhemmin ajoneuvot tulivat lähelle planeettaa, sitten niistä erottuivat laskeutumismoduulit, jotka ilmakehään päästyään jakautuivat myös laskeutumismoduuleiksi ja ilmapalloluotaimille.

2 ilmapalloluotainta, täytettyään laskuvarjonsa kuoret heliumilla, ajautuivat noin 54 km:n korkeudessa planeetan eri puolilla ja lähettivät tietoja kahden päivän ajan lentäen tänä aikana noin 12 tuhatta km. Keskimääräinen nopeus, jolla luotain lensi tällä reitillä, oli 250 km/h, jota auttoi Venuksen ilmakehän voimakas globaali kierto.

Koettimien tiedot osoittivat, että pilvikerroksessa oli erittäin aktiivisia prosesseja, joille on ominaista voimakkaat nousevat ja laskevat virtaukset.

Kun luotain "Vega-2" lensi Afroditen alueella yli 5 km:n korkeudella, se putosi ilmareikään, laskeutuen jyrkästi 1,5 km. Molemmat luotain havaitsivat myös salamapurkauksia.

Laskeutuja suoritti pilvikerroksen ja ilmakehän kemiallisen koostumuksen tutkimuksen laskeutuessaan, minkä jälkeen Rusalkan tasangolle pehmeän laskun jälkeen alettiin analysoida maaperää mittaamalla röntgenfluoresenssispektrejä. Molemmista kohdista, joihin moduulit laskeutuivat, he löysivät kiviä, joissa oli suhteellisen alhaisia ​​​​luonnon radioaktiivisten alkuaineiden pitoisuuksia.

Vuonna 1990 Galileo (Galileo) -avaruusalus lensi gravitaatioapuoperaatioita tehdessään Venuksen ohi, josta otettiin NIMS-infrapunaspektrometri, minkä seurauksena kävi ilmi, että aallonpituuksilla 1.1, 1.18 ja 1 02 µm signaali korreloi. pinnan topografian kanssa, eli vastaaville taajuuksille on olemassa "ikkunat", joiden läpi planeetan pinta näkyy.

kuva 15 Planeettojenvälisen aseman "Magellan" lastaus "Atlantis"-avaruusaluksen lastiruumaan. Luotto: JPL

Vuotta aiemmin, 4. toukokuuta 1989, NASAn Magellan-planeettojen välinen asema lähti Venus-planeetalle, joka työskennellessään lokakuuhun 1994 asti vastaanotti valokuvia melkein koko planeetan pinnasta suorittaen samanaikaisesti useita kokeita.

Tutkimus suoritettiin syyskuuhun 1992 asti, ja se kattoi 98 % planeetan pinnasta. Tultuaan venuksen ympärillä elokuussa 1990 pitkänomaiselle naparadalle, jonka korkeus oli 295–8500 km ja kiertoaika 195 minuuttia, avaruusalus kartoitti jokaisessa lähestymiskohdassa kapean kaistan, joka oli 17–28 km leveä ja noin 70 tuhatta km pitkä. Tällaisia ​​yhtyeitä oli kaikkiaan 1800.

Koska Magellan kuvasi toistuvasti monia alueita eri näkökulmista, mikä mahdollisti pinnan kolmiulotteisen mallin laatimisen sekä mahdollisten maiseman muutosten tutkimisen. Stereokuva saatiin 22 %:lta Venuksen pinnasta. Lisäksi koottiin: kartta Venuksen pinnan korkeuksista, joka saatiin korkeusmittarilla (korkeusmittarilla) ja kartta sen kivien sähkönjohtavuudesta.

Kuvien tulosten mukaan, joissa jopa 500 m:n kokoiset yksityiskohdat erottuivat helposti, havaittiin, että Venuksen planeetan pinta on pääasiassa mäkisten tasankojen miehittämä ja geologisesti mitattuna suhteellisen nuori - noin 800 miljoonaa vuotta . Meteoriittikraattereita on pinnalla suhteellisen vähän, mutta jälkiä vulkaanisesta toiminnasta löytyy usein.

Syyskuusta 1992 toukokuuhun 1993 Magellan tutki Venuksen gravitaatiokenttää. Tänä aikana hän ei suorittanut pintatutkaa, vaan lähetti jatkuvan radiosignaalin Maahan. Signaalin taajuutta muuttamalla oli mahdollista määrittää pienimmätkin muutokset ajoneuvon nopeudessa (ns. Doppler-ilmiö), mikä mahdollisti planeetan kaikkien gravitaatiokentän ominaisuuksien paljastamisen.

Toukokuussa "Magellan" aloitti ensimmäisen kokeilunsa: ilmakehän jarrutustekniikan käytännön soveltamisen selventääkseen aiemmin saatuja tietoja Venuksen gravitaatiokentästä. Tätä varten sen alempaa ratapistettä laskettiin hieman niin, että laite koskettaa yläilmakehää ja muuttaa kiertoradan parametreja kuluttamatta polttoainetta. Elokuussa "Magellanin" kiertorata kulki 180-540 km korkeudessa ja kesti 94 minuuttia. Kaikkien mittausten tulosten perusteella laadittiin "painovoimakartta", joka kattaa 95 % Venuksen pinnasta.

Lopulta syyskuussa 1994 suoritettiin viimeinen koe, jonka tarkoituksena oli tutkia yläilmakehää. Aluksen aurinkopaneelit otettiin käyttöön kuin tuulimyllyn siivet, ja Magellanin kiertorata laskettiin. Näin saatiin tietoa ilmakehän ylimmissä kerroksissa olevien molekyylien käyttäytymisestä. Lokakuun 11. päivänä kiertorata laskettiin viimeisen kerran, ja lokakuun 12. päivänä, kun ilmakehän tiheisiin kerroksiin päästiin, yhteys avaruusalukseen katkesi.

Työnsä aikana "Magellan" teki useita tuhansia kiertoratoja Venuksen ympäri ja otti kolme kertaa kuvia planeettasta käyttämällä sivulta näyttäviä tutkia.

Kuva 16 Venus-planeetan pinnan lieriömäinen kartta, joka on koottu planeettojen välisen aseman "Magellan" kuvista. Kiitos: NASA / JPL

"Magellanin" lennon jälkeen pitkän 11 ​​vuoden ajan Venuksen avaruusalusten tutkimuksen historiassa tuli tauko. Neuvostoliiton planeettojenvälisen tutkimuksen ohjelmaa rajoitettiin, amerikkalaiset siirtyivät muille planeetoille, pääasiassa kaasujättiläisille: Jupiteriin ja Saturnukseen. Ja vasta 9. marraskuuta 2005 Euroopan avaruusjärjestö (ESA) lähetti Venukseen uuden sukupolven avaruusaluksen Venus Expressin, joka luotiin samalle alustalle kuin Mars Express laukaistiin kaksi vuotta aiemmin.

kuva 17 Venus Express. Luotto: ESA

5 kuukautta laukaisun jälkeen, 11. huhtikuuta 2006, laite saapui Venus-planeetalle, astuen pian erittäin pitkänomaiselle elliptiselle kiertoradalle ja siitä tuli sen keinotekoinen satelliitti. Rataradan kaukaisimmassa kohdassa planeetan keskustasta (apocenter) Venus Express meni 220 tuhatta kilometriä Venuksesta, ja lähimmässä (perikeskipisteessä) se kulki vain 250 kilometrin korkeudessa planeetan pinnasta.

Jonkin ajan kuluttua hienovaraisten kiertoradan korjausten ansiosta Venus Express -periapsis laskettiin vielä alemmas, jolloin ajoneuvo pääsi ilmakehän ylimpiin kerroksiin, ja aerodynaamisen kitkan takia yhä uudelleen hieman, mutta varmasti hidastuen. nopeus apocenterin korkeuden laskemiseksi. Tämän seurauksena kiertoradan parametrit, joista tuli sirkumpolaarinen, saivat seuraavat parametrit: pistekeskuksen korkeus on 66 000 kilometriä, kehäkeskuksen korkeus 250 kilometriä, laitteen kiertoaika on 24 tuntia.

"Venus Expressin" lähinapaisen työkiertoradan parametreja ei valittu sattumalta: joten 24 tunnin kiertoaika on kätevä säännölliseen viestintään Maan kanssa: planeetan lähestymisen jälkeen laite kerää tieteellistä tietoa ja sen jälkeen poistuessaan siitä, se suorittaa 8 tunnin viestintäistunnon ja lähettää kerran ennen 250 Mt:aa tietoa. Toinen kiertoradan tärkeä piirre on sen kohtisuora Venuksen päiväntasaajan suhteen, minkä vuoksi laitteella on kyky tutkia yksityiskohtaisesti planeetan napa-alueita.

Lähesnapaiselle kiertoradalle tullessa laitteelle sattui ärsyttävä häiriö: ilmakehän kemiallisen koostumuksen tutkimiseen tarkoitettu PFS-spektrometri oli epäkunnossa tai pikemminkin sammunut. Kuten kävi ilmi, peili oli jumissa, jonka piti siirtää laitteen "katso" referenssilähteestä (luotaimen aluksella) planeetalle. Useiden vian kiertämisyritysten jälkeen insinöörit pystyivät kääntämään peiliä 30 astetta, mutta tämä ei riittänyt laitteen toimimiseen, ja lopulta se piti sammuttaa.

Huhtikuun 12. päivänä laite otti ensimmäistä kertaa kuvia aiemmin valokuvaamattomasta Venuksen etelänavasta. Nämä ensimmäiset valokuvat, jotka otettiin VIRTIS-spektrometrillä 206 452 kilometrin korkeudesta pinnan yläpuolella, paljastivat tumman suppilon, joka on samanlainen kuin samanlainen muodostuma planeetan pohjoisnavan yläpuolella.

kuva 18 Pilviä Venuksen pinnalla. Luotto: ESA

Huhtikuun 24. päivänä VMC-kamera otti sarjan ultraviolettikuvia Venuksen pilvipeitteestä, mikä liittyy merkittävään - 50 prosentin - imeytymiseen tämän säteilyn planeetan ilmakehässä. Ristikkoon napsautuksen jälkeen saatiin mosaiikkikuva, joka kattoi merkittävän alueen pilviä. Tätä kuvaa analysoitaessa tunnistettiin matalakontrastisia nauharakenteita, jotka ovat seurausta voimakkaiden tuulien vaikutuksesta.

Kuukausi saapumisen jälkeen - 6. toukokuuta klo 23 tuntia 49 minuuttia Moskovan aikaa (19:49 UTC) Venus Express astui pysyvälle työkiertoradalle 18 tunnin kiertoradalla.

Asema suoritti 29. toukokuuta infrapunatutkimuksen etelänapa-alueella ja löysi hyvin odottamattoman muotoisen pyörteen: kahdella "rauhan vyöhykkeellä", jotka ovat monimutkaisesti yhteydessä toisiinsa. Tutkittuaan kuvaa tarkemmin tutkijat tulivat siihen tulokseen, että niiden edessä on 2 erilaista rakennetta, jotka sijaitsevat eri korkeuksilla. Ei ole vielä selvää, kuinka vakaa tämä ilmakehän muodostuma on.

VIRTIS otti 29. heinäkuuta 3 kuvaa Venuksen ilmakehästä, joista tehtiin mosaiikki, joka esitti sen monimutkaisen rakenteen. Kuvat otettiin noin 30 minuutin välein, eivätkä ne vastanneet merkittävästi rajoilla, mikä osoittaa Venuksen ilmakehän suurta dynaamisuutta, joka liittyy hurrikaanituuleihin, jotka puhaltavat yli 100 m/s nopeuksilla.

Toinen Venus Expressiin asennettu spektrometri, SPICAV, havaitsi, että Venuksen ilmakehän pilvet voivat nousta jopa 90 kilometrin korkeuteen tiheän sumun muodossa ja jopa 105 kilometrin korkeuteen, mutta läpinäkyvämmän sumun muodossa. Aiemmin muut avaruusalukset tallensivat pilviä vain 65 kilometrin korkeuteen pinnan yläpuolella.

Lisäksi käyttämällä SOIR-yksikköä osana SPICAV-spektrometriä tutkijat löysivät Venuksen ilmakehästä "raskasta" vettä, joka sisältää vedyn raskaan isotoopin - deuteriumin - atomeja. Tavallinen vesi planeetan ilmakehässä riittää peittämään sen koko pinnan 3 senttimetrin kerroksella.

Muuten, kun tiedät "raskasveden" prosenttiosuuden tavallisesta vedestä, voit arvioida Venuksen vesitasapainon dynamiikkaa menneisyydessä ja nykyisyydessä. Näiden tietojen perusteella oletettiin, että aiemmin planeetalla saattoi olla useita satoja metrejä syvä valtameri.

Toinen tärkeä Venera Expressiin asennettu tieteellinen instrumentti, ASPERA-plasmanalysaattori, tallensi aineen suuren poistumisnopeuden Venuksen ilmakehästä ja seurasi myös muiden hiukkasten, erityisesti aurinkoalkuperää olevien heliumionien, liikeradat.

"Venus Express" jatkaa toimintaansa tähän päivään asti, vaikka laitteen arvioitu kesto suoraan planeetalla oli 486 Maan päivää. Mutta tehtävää voitaisiin jatkaa, jos aseman resurssit sallivat, samaksi ajaksi, mikä ilmeisesti tapahtui.

Tällä hetkellä Venäjä kehittää jo täysin uutta avaruusalusta - Venera-D-planeettojen välistä asemaa, joka on tarkoitettu Venuksen ilmakehän ja pinnan yksityiskohtaiseen tutkimukseen. Aseman odotetaan pystyvän toimimaan planeetan pinnalla 30 päivää, mahdollisesti pidempäänkin.

Meren toisella puolella - Yhdysvalloissa NASAn pyynnöstä Global Aerospace Corporation on myös hiljattain alkanut kehittää projektia Venuksen tutkimiseksi ilmapallolla, ns. "Ohjattu ilmatutkimusrobotti" tai DARE.

Oletetaan, että DARE-ilmapallo, jonka halkaisija on 10 m, risteilee planeetan pilvikerroksessa 55 km:n korkeudessa. DAREn korkeutta ja suuntaa ohjataan stratoplanilla, joka näyttää pieneltä koneelta.

Ilmapallon alla olevaan kaapeliin tulee gondoli televisiokameroilla ja useita kymmeniä pieniä luotain, jotka pudotetaan pintaan kiinnostavilla alueilla tarkkailemaan ja tutkimaan planeetan pinnan erilaisten geologisten rakenteiden kemiallista koostumusta. Nämä alueet valitaan alueen yksityiskohtaisen selvityksen perusteella.

Ilmapallotehtävän kesto on kuudesta kuukaudesta vuoteen.

Venuksen kiertoradan liike ja pyöriminen

Kuva 19 Etäisyys maanpäällisistä planeetoista aurinkoon. Luotto: Lunar and Planetary Institute

Auringon ympäri planeetta Venus liikkuu lähellä pyöreää kiertorataa, joka on kallistettu ekliptiikan tasoon kulmassa 3 ° 23 "39" ". Venuksen kiertoradan epäkeskisyys on aurinkokunnan pienin, ja on vain 0,0068. Siksi etäisyys planeetalta aurinkoon pysyy aina suunnilleen samana, ja on 108,21 miljoonaa km. Mutta Venuksen ja Maan välinen etäisyys vaihtelee ja laajoissa rajoissa: 38 - 258 miljoonaa km.

Merkuriuksen ja Maan kiertoradan välissä sijaitsevalla kiertoradalla Venus-planeetta liikkuu keskimääräisellä nopeudella 34,99 km/s ja sideerisellä jaksolla, joka vastaa 224,7 Maan päivää.

Venus pyörii akselinsa ympäri paljon hitaammin kuin kiertoradalla: maapallolla on aikaa pyörähtää 243 kertaa ja Venuksella vain 1. sen kiertoaika akselinsa ympäri on 243,0183 Maan päivää.

Lisäksi tämä kierto ei tapahdu lännestä itään, kuten kaikki muut planeetat, paitsi Uranus, vaan idästä länteen.

Venuksen planeetan käänteinen pyöriminen johtaa siihen, että päivä sillä kestää 58 Maan päivää, sama yö kestää ja Venuksen päivien kesto on 116,8 Maan päivää, joten Venuksen vuoden aikana voit nähdä vain 2 nousua ja 2 Aurinko laskee, ja nousu tapahtuu lännessä ja laskee idässä.

Venuksen kiinteän kappaleen pyörimisnopeus voidaan määrittää luotettavasti vain tutkalla, koska jatkuva pilvi peittää sen pinnan tarkkailijalta. Ensimmäistä kertaa tutkaheijastus Venuksesta saatiin vuonna 1957, ja aluksi Venukseen lähetettiin radiopulsseja etäisyyden mittaamiseksi tähtitieteellisen yksikön tarkentamiseksi.

1980-luvulla USA ja Neuvostoliitto alkoivat tutkia heijastuneen pulssin leviämistä taajuudessa ("heijastuneen pulssin spektri") ja viivettä ajassa. Taajuuden hämärtyminen selittyy planeetan pyörimisellä (Doppler-ilmiö), vetämällä ajassa - eri etäisyyksillä levyn keskustaan ​​ja reunoihin. Nämä tutkimukset tehtiin pääosin desimetrialueen radioaalloilla.

Sen lisäksi, että Venuksen pyörimissuunta on päinvastainen, sillä on toinen erittäin mielenkiintoinen ominaisuus. Tämän pyörimisen kulmanopeus (2,99 10 -7 rad/s) on juuri sellainen, että alemman konjunktion aikana Venus on Maata kohti koko ajan samalla puolella. Syyt tähän johdonmukaisuuteen Venuksen pyörimisen ja Maan kiertoradan välillä eivät ole vielä selviä ...

Ja lopuksi, sanotaan, että Venuksen päiväntasaajatason kaltevuus sen kiertoradan tasoon ei ylitä 3 °, minkä vuoksi planeetan vuodenaikojen muutokset ovat merkityksettömiä, eikä vuodenaikoja ole ollenkaan.

Venuksen planeetan sisäinen rakenne

Venuksen keskimääräinen tiheys on yksi aurinkokunnan korkeimmista: 5,24 g / cm 3, mikä on vain 0,27 g vähemmän kuin Maan tiheys. Molempien planeettojen massat ja tilavuudet ovat myös hyvin samankaltaisia ​​sillä erolla, että Maan parametrit ovat jonkin verran suuremmat: massa on 1,2 kertaa, tilavuus 1,15 kertaa.

kuva 20 Venuksen planeetan sisäinen rakenne. Kiitos: NASA

Molempien planeettojen harkittujen parametrien perusteella voimme päätellä, että niiden sisäinen rakenne on samanlainen. Ja todellakin: Venus, kuten Maa, koostuu 3 kerroksesta: kuoresta, vaipasta ja ytimestä.

Ylin kerros on Venuksen kuori, noin 16 km paksu. Kuori koostuu basalteista, joiden tiheys on pieni - noin 2,7 g / cm 3 ja joka muodostuu laavan vuodattamisesta planeetan pinnalle. Luultavasti tästä syystä Venuksen kuoren geologinen ikä on suhteellisen pieni - noin 500 miljoonaa vuotta. Joidenkin tutkijoiden mukaan laavavirtausten vuotaminen Venuksen pinnalle tapahtuu tietyllä jaksotuksella: ensinnäkin vaipan aine kuumenee radioaktiivisten elementtien hajoamisen vuoksi: konvektiiviset virtaukset tai pillut rikkovat planeetan kuori, muodostaen ainutlaatuisia pintayksityiskohtia - tesserae. Saavutettuaan tietyn lämpötilan laavavirrat pääsevät pintaan peittäen melkein koko planeetan basalttikerroksella. Basalttien vuodattaminen tapahtui toistuvasti, ja rauhallisen vulkaanisen toiminnan aikoina laavatasangot joutuivat venymään jäähtymisen vuoksi, ja sitten muodostui venusisten halkeamien ja harjujen vyöhykkeitä. Noin 500 miljoonaa vuotta sitten Venuksen ylävaipan prosessit näyttivät rauhoittuneen, mahdollisesti sisäisen lämmön ehtymisen vuoksi.

Planeetankuoren alla on toinen kerros - vaippa, joka ulottuu noin 3300 km:n syvyyteen rautaytimen rajalle. Ilmeisesti Venuksen vaippa koostuu kahdesta kerroksesta: kiinteästä alavaipasta ja osittain sulasta ylävaipasta.

Venuksen ydin, jonka massa on noin neljännes planeetan koko massasta ja jonka tiheys on 14 g / cm 3, on kiinteä tai osittain sula. Tämä oletus tehtiin planeetan magneettikentän tutkimukseen perustuen, jota ei yksinkertaisesti ole olemassa. Ja koska magneettikenttää ei ole, ei ole lähdettä, jonka tämä magneettikenttä synnyttää, ts. rautaytimessä ei tapahdu varautuneiden hiukkasten liikettä (konvektiiviset virtaukset), joten aineen liikettä ytimessä ei tapahdu. Totta, magneettikenttää ei ehkä synny planeetan hitaan pyörimisen vuoksi ...

Venuksen planeetan pinta

Venus-planeetan muoto on lähellä pallomaista. Tarkemmin sanottuna se voidaan esittää kolmiakselisella ellipsoidilla, jossa napapuristus on kaksi suuruusluokkaa pienempi kuin Maan.

Päiväntasaajan tasolla Venuksen ellipsoidin puoliakselit ovat 6052,02 ± 0,1 km ja 6050,99 ± 0,14 km. Napainen puoliakseli on 6051,54 ± 0,1 km. Kun tiedät nämä mitat, voit laskea Venuksen pinta-alan - 460 miljoonaa km 2.

kuva 21 Aurinkokunnan planeettojen vertailu. Luotto: verkkosivusto

Tiedot Venuksen kiinteän kappaleen mitoista saatiin radiohäiriömenetelmillä ja tarkennettiin radiokorkeus- ja lentoratamittauksilla planeetan ollessa avaruusalusten ulottuvilla.

kuva 22 Estlan alue Venuksella. Etäisyydessä näkyy korkea tulivuori. Kiitos: NASA / JPL

Suurin osa Venuksen pinnasta on tasangoilla (jopa 85% koko planeetan pinta-alasta), joiden joukossa hallitsevat sileät, hieman mutkikkaat kapeiden, loivasti kaltevien harjujen verkosto, basalttitasangot. Paljon pienempiä alueita kuin sileitä alueita ovat lohko- tai mäkiset tasangot (jopa 10 % Venuksen pinnasta). Tyypillisiä niille ovat kielimäiset ulkonemat, kuten teriä, jotka eroavat radiokirkkaudesta, jotka voidaan tulkita laajoiksi matalaviskoosisten basalttien laavalevyiksi sekä lukuisiksi 5-10 km halkaisijaltaan kartioiksi ja kupuiksi, joissa joskus on kraattereita. topit. Venuksella on myös tasangon osia, jotka ovat tiheään halkeamien peitossa tai joita tektoniset muodonmuutokset eivät käytännössä häiritse.

kuva 23 Ishtarin saaristo. Kiitos: NASA / JPL / USGS

Venuksen pinnan tasankojen lisäksi on löydetty kolme laajaa korkeaa aluetta, jotka on nimetty maallisten rakkauden jumalattarien mukaan.

Yksi tällainen alue, Ishtar Archipelago, on laaja vuoristoinen alue pohjoisella pallonpuoliskolla, kooltaan verrattavissa Australiaan. Saariston keskellä sijaitsee vulkaaninen Lakshmi-tasango, joka on kaksi kertaa maallisen Tiibetin pinta-ala. Lännestä tasankoa rajoittavat Akna-vuoret, luoteesta - Freya-vuoret, korkeus jopa 7 km, ja etelästä - taittuneet Danu-vuoret sekä Vesta- ja Ut-reunukset, joissa on yleinen pudotus jopa 3 km tai enemmän. Tasangon itäosa "leikkautuu" Venuksen korkeimpaan vuoristoon - Maxwellin vuoristoon, joka on nimetty englantilaisen fyysikon James Maxwellin mukaan. Vuoriston keskiosa kohoaa 7 km, ja yksittäiset vuorenhuiput, jotka sijaitsevat lähellä päämeridiaania (63 ° N ja 2,5 ° E) kohoavat 10,81-11,6 km:n korkeuteen, 15 km korkeammalle kuin syvä Venusuksen kaivanto, joka sijaitsee päiväntasaajan lähellä.

Toinen koholla oleva alue on Afroditen saaristo, joka ulottuu pitkin Venuksen päiväntasaajaa ja on kooltaan vielä suurempi: 41 miljoonaa km 2, vaikka korkeudet ovat täällä alhaisemmat.

Tämä Venuksen päiväntasaajan alueella sijaitseva laaja alue, joka ulottuu 18 tuhatta kilometriä, kattaa pituusasteet 60 ° - 210 °. Se ulottuu 10° pohjoista leveyttä. 45° S asti yli 5 tuhatta km, ja sen itäpää - Atlan alue - ulottuu jopa 30 ° pohjoista leveyttä.

Kolmas Venuksen korkea alue on Ladan maa, joka sijaitsee planeetan eteläisellä pallonpuoliskolla ja on Ishtarin saaristoa vastapäätä. Tämä on melko tasainen alue, jonka keskimääräinen pintakorkeus on lähellä 1 km ja maksimi (hieman yli 3 km) saavutetaan Quetzalpetlatlin kruunussa, jonka halkaisija on 780 km.

kuva 24 Tessera Ba "het. Kiitos: NASA / JPL

Näiden kohonneiden alueiden lisäksi Venuksen pinnalla erottuvat kooltaan ja korkeudeltaan "maiksi" kutsuttujen alueiden lisäksi muita, vähemmän laajoja. Tällaisia ​​ovat esimerkiksi tesserat (kreikaksi tiili), jotka ovat satojen ja tuhansien kilometrien kokoisia kukkuloita tai ylängöjä, joiden pintaa leikkaavat eri suuntiin muodostuneet porrastetut harjut ja niitä erottavat kourut. tektonisten vaurioiden parveilla.

Tesseran sisällä olevat harjut tai harjut voivat olla lineaarisia ja laajennettuja: jopa useita satoja kilometrejä. Ja ne voivat olla teräviä tai päinvastoin pyöristettyjä, joskus tasaisella yläpinnalla, jota rajoittavat pystysuorat reunat, jotka muistuttavat nauha- ja horstien yhdistelmää maanpäällisissä olosuhteissa. Usein harjanteet muistuttavat Havaijin basalttien jäätyneestä hyytelöstä tai köysilaavasta muodostuvaa ryppyistä kalvoa. Harjanteiden korkeus voi olla jopa 2 km ja reunusten - jopa 1 km.

Harjanteita erottavat juoksuhaudot ulottuvat kauas ylängön ulkopuolelle ja ulottuvat tuhansia kilometrejä pitkin laajoja Venusuksen tasankoja. Topografiassa ja morfologiassa ne ovat samanlaisia ​​kuin maan halkeamat ja näyttävät olevan luonteeltaan samanlaisia.

Itse tesseran muodostuminen liittyy Venuksen ylempien kerrosten toistuviin tektonisiin liikkeisiin, joihin liittyy pinnan eri osien puristumia, venymiä, halkeamia, nousuja ja laskuja.

Minun on sanottava, että nämä ovat vanhimpia geologisia muodostumia planeetan pinnalla, ja siksi nimet on annettu niille: aikaan ja kohtaloon liittyvien jumalattarien kunniaksi. Niinpä suurta ylänköä, joka ulottuu 3 000 km:n matkalle lähellä pohjoisnavaa, kutsutaan Onnen tesseraksi, sen eteläpuolella on Laiman tessera, joka kantaa latvialaisen onnen ja kohtalon jumalattaren nimeä.

Yhdessä maiden tai maanosien kanssa tesserat vievät hieman yli 8,3 % planeetan alueesta, ts. täsmälleen 10 kertaa pienempi pinta-ala kuin tasangoilla, ja mahdollisesti perusta merkittävälle, ellei koko tasangon alueelle. Loput 12% Venuksen alueesta ovat 10 tyyppisen kohokuvion miehittämiä: kruunut, tektoniset virheet ja kanjonit, tulivuoren kupolit, "hämähäkit", salaperäiset kanavat (urat, viivat), harjanteet, kraatterit, patterit, kraatterit tummilla paraboleilla, kukkulat. Tarkastellaanpa jokaista näistä helpotuselementeistä yksityiskohtaisemmin.

Kuva 25 Kruunu on ainutlaatuinen Venuksen kohokuvioyksityiskohta. Kiitos: NASA / JPL

Kruunut, jotka tesserien ohella ovat ainutlaatuisia yksityiskohtia Venuksen pinnan kohokuviosta, ovat suuria, soikean tai pyöreän muotoisia tulivuoren painaumia, joissa on kohotettu keskiosa ja joita ympäröivät vallit, harjanteet ja painaumat. Seppeleiden keskiosan peittää laaja vuorten välinen tasango, josta vuoristot ulottuvat renkaina, usein kohoaen ylätasangon keskiosan yli. Kruunujen rengaskehys on yleensä epätäydellinen.

Venus-planeetalta löydettiin useita satoja Ventsovia avaruusalusten tutkimustulosten mukaan. Kruunut vaihtelevat kooltaan (100 - 1000 km) ja kivilajinsa iän osalta.

Kruunut muodostuivat ilmeisesti Venuksen vaipan aktiivisten konvektiivisten virtojen seurauksena. Monien kruunujen ympärillä havaitaan jähmettyneitä laavavirtauksia, jotka poikkeavat sivuille leveiden kielten muodossa, joiden ulkoreuna on hilseilevä. Ilmeisesti kruunut saattoivat toimia päälähteinä, joiden kautta sulaa ainetta sisäpuolelta tuli planeetan pinnalle, jähmettyen muodostaen laajoja tasaisia ​​alueita, jotka miehittivät jopa 80% Venuksen alueesta. Nämä runsaat sulan kiven lähteet on nimetty hedelmällisyyden, sadon ja kukkien jumalattareiden mukaan.

Jotkut tutkijat uskovat, että kruunuja edeltää toinen erityinen Venusuksen helpotuksen muoto - arachnoid. Arachnoidit, jotka ovat saaneet nimensä hämähäkkejä muistuttavan ulkoisesti, muistuttavat muodoltaan kruunuja, mutta ovat kooltaan pienempiä. Kirkkaat viivat, jotka ulottuvat keskuksistaan ​​useiden kilometrien päähän, voivat vastata pintavirheitä, jotka syntyivät magman karkaaessa planeetan sisältä. Kaikkiaan tunnetaan noin 250 arachnoidia.

Tesseraen, kruunujen ja araknoidien lisäksi tektonisten vaurioiden tai aaltojen muodostuminen liittyy endogeenisiin (sisäisiin) prosesseihin. Tektoniset siirrokset ryhmitellään usein laajennettuihin (jopa tuhansiin kilometreihin) vyöhykkeisiin, jotka ovat erittäin laajalle levinneitä Venuksen pinnalla ja jotka voidaan yhdistää muihin rakenteellisiin maamuotoihin, esimerkiksi kanjoneihin, jotka muistuttavat rakenteeltaan maanpäällisiä mantereen halkeamia. Joissakin tapauksissa havaitaan lähes ortogonaalinen (suorakulmainen) toisiaan leikkaavien halkeamien kuvio.

kuva 27 Maat-vuori. Luotto: JPL

Tulivuoret ovat erittäin laajalle levinneitä Venuksen pinnalla: niitä on täällä tuhansia. Lisäksi jotkut niistä saavuttavat valtavia kokoja: jopa 6 km korkeita ja 500 km leveitä. Mutta useimmat tulivuoret ovat paljon pienempiä: vain 2-3 km halkaisijaltaan ja 100 m korkeita. Suurin osa Venuksen tulivuorista on sammunut, mutta osa niistä purkautuu edelleen. Ilmeisin ehdokas aktiiviseksi tulivuoreksi on Mount Maat.

Monissa paikoissa Venuksen pinnalla on löydetty satojen ja useiden tuhansien kilometrien pituisia ja 2-15 kilometriä leveitä salaperäisiä uria ja viivoja. Ulkoisesti ne näyttävät jokilaaksoilta ja niillä on samat ominaisuudet: mutkittelevat mutkit, erillisten "kanavien" erot ja lähentyminen, ja harvoissa tapauksissa jotain samanlaista kuin suisto.

Venuksen planeetan pisin kanava on Baltisin laakso, jonka pituus on noin 7000 km ja leveys hyvin tasainen (2-3 km).

Muuten, Baltisin laakson pohjoisosa löydettiin AMS "Venera-15" ja "Venera-16" kuvista, mutta kuvien resoluutio ei tuolloin ollut tarpeeksi korkea erottamaan tämän yksityiskohdat. muodostumista, ja se kartoitettiin pidennetyksi halkeamaksi, jonka alkuperää ei tunneta.

Kuva 28 Venuksen kanavat Ladan maassa. Kiitos: NASA / JPL

Venuksen laaksojen tai kanavien alkuperä on edelleen mysteeri, pääasiassa siksi, että tutkijat eivät tiedä nestettä, joka kykenisi leikkaamaan pinnan läpi tällaisilta etäisyyksiltä. Tutkijoiden tekemät laskelmat ovat osoittaneet, että basalttilaavalla, jonka jäljet ​​ovat levinneet laajalti koko planeetan pinnalle, ei olisi tarpeeksi lämpövaroja virtaamaan jatkuvasti ja sulattamaan basalttitasankojen ainetta, leikkaamaan niiden läpi kanavia tuhansien kilometrien päähän. . Loppujen lopuksi tällaiset kanavat tunnetaan esimerkiksi Kuussa, vaikka niiden pituus on vain kymmeniä kilometrejä.

Siksi on todennäköistä, että neste, joka leikkaa Venuksen basaltitasankojen läpi satojen ja tuhansien kilometrien ajan, voi olla ylikuumentunutta komaatiittilaavaa tai jopa eksoottisempia nesteitä, kuten sulaa karbonaattia tai sulaa rikkiä. Loppuun asti Venuksen laaksojen alkuperä on tuntematon ...

Laaksojen, jotka ovat negatiivisia kohokuvioita, lisäksi Venuksen tasangoilla on yleisiä positiivisia reljeefmuotoja - harjuja, jotka tunnetaan myös yhtenä tesseraen erityisreljeefion komponenteista. Harjanteet muodostuvat usein pitkiksi (jopa 2000 km tai enemmän) vyöhykkeiksi, joiden leveys on ensimmäisten satojen kilometrien verran. Erillisen harjanteen leveys on paljon pienempi: harvoin jopa 10 km, ja tasangoilla se pienenee 1 km:iin. Harjanteiden korkeudet ovat 1,0-1,5-2 km ja niitä rajoittavien harjanteiden korkeudet jopa 1 km. Vaaleat kiemurtelevat harjanteet tasangoiden tummemman radiokuvan taustalla edustavat Venuksen pinnan tyypillisintä kuviota ja vievät ~ 70 % sen pinta-alasta.

Tällaiset Venuksen pinnan yksityiskohdat, kuten kukkulat, ovat hyvin samanlaisia ​​​​kuin harjut, sillä erolla, että niiden koko on pienempi.

Kaikki edellä mainitut Venuksen pinnan kohokuvion muodot (tai tyypit) johtuvat alkuperästään planeetan sisäisestä energiasta. Venuksella on vain kolmenlaisia ​​ulkoisista syistä johtuvia kohokuvioita: kraatterit, patterit ja kraatterit, joissa on tummia paraabeleja.

Toisin kuin monet muut aurinkokunnan kappaleet: maanpäälliset planeetat, asteroidit, Venuksesta on löydetty suhteellisen vähän iskumeteoriittikraattereita, mikä liittyy aktiiviseen tektoniseen toimintaan, joka loppui 300-500 miljoonaa vuotta sitten. Tulivuoren toiminta eteni erittäin rajusti, koska muuten kraatterien määrä vanhemmilla ja nuoremmilla paikoilla eroaisi huomattavasti ja niiden jakautuminen alueelle ei olisi satunnaista.

Yhteensä Venuksen pinnalta on löydetty 967 kraatteria, joiden halkaisija on 2-275 km (läheltä Meadin kraatteria). Kraatterit jaetaan perinteisesti suuriin (yli 30 km) ja pieniin (alle 30 km), joihin kuuluu 80 % kaikista kraattereista.

Törmäyskraatterien tiheys Venuksen pinnalla on erittäin alhainen: noin 200 kertaa pienempi kuin Kuussa ja 100 kertaa vähemmän kuin Marsissa, mikä vastaa vain 2 kraatteria 1 miljoonalla Venuksen pinnan neliökilometrillä.

Tutkimalla Magellan-avaruusaluksella planeetan pinnasta otettuja kuvia tutkijat pystyivät näkemään joitain puolia törmäyskraatterien muodostumisesta Venuksen olosuhteissa. Kraatterien ympäriltä löydettiin valonsäteitä ja renkaita - räjähdyksen aikana sinkoutunut kivi. Monissa kraatereissa osa päästöistä on nestemäistä ainetta, joka yleensä muodostaa laajoja, kymmenien kilometrien pituisia virtoja, jotka suuntautuvat kraatterin toiselle puolelle. Toistaiseksi tiedemiehet eivät ole vielä selvittäneet, millainen neste se on: ylikuumentunut iskusulate tai hienorakeisen kiinteän aineen suspensio ja sulamispisarat suspendoituneena lähellä pintaa olevaan ilmakehään.

Useita Venuksen kraattereita tulvii laavaa viereisiltä tasangoilta, mutta suurimmalla osalla niistä on hyvin selkeä ulkonäkö, mikä viittaa materiaalieroosioprosessien heikkoon intensiteettiin Venuksen pinnalla.

Useimpien Venuksen kraatterien pohja on tumma, mikä osoittaa sileän pinnan.

Toinen yleinen maastotyyppi on kraatterit, joissa on tummia paraabeleja, ja pääalueen miehittää tummat (radiokuvassa) paraabelit, joiden kokonaispinta-ala on lähes 6% Venuksen koko pinnasta. Paraabelien väri johtuu siitä, että ne koostuvat jopa 1–2 m paksuisesta hienorakeisesta materiaalista, joka muodostuu törmäyskraattereiden päästöistä. On myös mahdollista, että tätä materiaalia voidaan käsitellä eolisilla prosesseilla, jotka vallitsivat useilla Venuksen alueilla, jättäen jäljelle useita kilometrejä raidamaista eoliaa.

Kraatterit ja kraatterit, joissa on tummia paraabeleja, ovat samanlaisia ​​​​kuin patterit - epäsäännöllisen muotoisia kraattereita tai monimutkaisia ​​kraattereita, joissa on hilseilevät reunat.

Kaikki nämä tiedot kerättiin, kun Venus-planeetta oli avaruusalusten ulottuvilla (Neuvostoliiton, Venus-sarja ja amerikkalainen, Mariner ja Pioneer Venus -sarja).

Joten lokakuussa 1975 AMS "Venera-9" ja "Venera-10" laskeutumisajoneuvot tekivät pehmeän laskun planeetan pinnalle ja lähettivät kuvia laskeutumispaikasta Maahan. Nämä olivat ensimmäiset valokuvat maailmassa, jotka lähetettiin toisen planeetan pinnalta. Kuva saatiin näkyvässä valossa telefotometrillä - järjestelmällä, joka toimintaperiaatteen mukaan muistuttaa mekaanista televisiota.

AMS "Venera-8", "Venera-9" ja "Venera-10" pinnan valokuvaamisen lisäksi mitattiin pintakivien tiheys ja niissä olevien luonnollisten radioaktiivisten alkuaineiden pitoisuus.

Venera-9:n ja Venera-10:n laskeutumispaikoilla pintakivien tiheys oli lähellä 2,8 g / cm maankuoren magmaisia ​​kiviä ...

Vuonna 1978 laukaistiin amerikkalainen Pioneer-Venus-avaruusalus, jonka tuloksena syntyi tutkatutkimuksiin perustuva topografinen kartta.

Lopulta vuonna 1983 Venera-15 ja Venera-16 saapuivat kiertoradalle Venuksen ympäri. Tutkan avulla he kartoittivat planeetan pohjoisen pallonpuoliskon 30°:n leveyssuunnassa asteikolla 1:5 000 000 ja löysivät ensimmäistä kertaa sellaisia ​​ainutlaatuisia Venuksen pinnan piirteitä kuin tesserat ja kruunut.

Vuonna 1990 Magellan-aluksella saatiin vielä yksityiskohtaisempia karttoja koko pinnasta jopa 120 metrin kokoisilla yksityiskohdilla. Tutkatiedoista on tietokoneiden avulla muutettu valokuvia tulivuorista, vuorista ja muista maiseman yksityiskohdista.

kuva 30 Venuksen topografinen kartta, koottu planeettojen välisen aseman "Magellan" kuvista. Kiitos: NASA

Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton päätöksen mukaan Venuksen kartalla on vain naisten nimiä, koska hän itse, ainoa planeetoista, kantaa naisnimeä. Tästä säännöstä on vain 3 poikkeusta: Maxwell-vuoret, Alfa- ja Beta-alueet.

Sen reljefin yksityiskohtien nimet, jotka on otettu maailman eri kansojen mytologioista, on annettu rutiinin mukaisesti. Kuten tämä:

Kukkulat on nimetty jumalattareiden, titanidien ja jättiläisten mukaan. Esimerkiksi Ulfrunin alue, joka on nimetty yhden skandinaavisten myyttien yhdeksästä jättiläisestä.

Alamaat ovat myyttien sankarittaria. Yhden näistä antiikin kreikkalaisen mytologian sankarittareista kunniaksi on nimetty Atalantan syvin alamaa, joka sijaitsee Venuksen pohjoisilla leveysasteilla.

Urat ja viivat on nimetty mytologisten soturien naishahmojen mukaan.

Kruunut hedelmällisyyden, maatalouden jumalattarien kunniaksi. Vaikka tunnetuin niistä on venäläisen baleriinan mukaan nimetty Pavlovan kruunu, jonka halkaisija on noin 350 km.

Harjanteet on nimetty taivaan jumalattareiden, taivaaseen ja valoon liittyvien mytologisten naishahmojen mukaan. Siten yhtä tasangoista pitkin noidan harjut ulottuivat. Ja luoteesta kaakkoon Bereginyan tasangon halki kulkee Geran harjut.

Maat ja tasangot on nimetty rakkauden ja kauneuden jumalattareiden mukaan. Joten yhtä Venuksen mantereista (maista) kutsutaan Ishtarin maaksi ja se on korkea vuoristoalue, jolla on laaja vulkaanista alkuperää oleva Lakshmi-tasango.

Venuksen kanjonit on nimetty mytologisten hahmojen mukaan, jotka liittyvät metsään, metsästykseen tai kuuhun (samanlainen kuin roomalainen Artemis).

Planeetan pohjoisen pallonpuoliskon vuoristoisen maaston halki ulottuu Baba Yaga -kanjoni. Betan ja Phoeben alueilla Devanin kanjoni erottuu joukosta. Ja Themis-alueelta Afroditen maahan ulottuu Venuksen suurin louhos, Parge, yli 10 tuhatta kilometriä.

Suuret kraatterit on nimetty kuuluisien naisten mukaan. Pienet kraatterit ovat yksinkertaisesti tavallisia naisten nimiä. Joten korkealla vuoristoisella Lakshmin tasangolla löydät pienet kraatterit Berta, Ljudmila ja Tamara, jotka sijaitsevat Freya-vuorten eteläpuolella ja suuren Osipenko-kraatterin itäpuolella. Lähellä Nefertitin kruunua on Potanin-kraatteri, joka on nimetty venäläisen Keski-Aasian tutkimusmatkailijan mukaan, ja lähellä on Voynich-kraatteri (englannin kirjailijan, romaanin The Gadfly kirjoittaja). Ja planeetan suurin kraatteri nimettiin amerikkalaisen etnografin ja antropologin Margaret Meadin mukaan.

Patereja kutsutaan samalla periaatteella kuin suuria kraattereita, ts. kuuluisien naisten nimillä. Esimerkki: Isä Salfo.

Tasangot on nimetty eri myyttien sankaritarin mukaan. Esimerkiksi Snegurochkan ja Baba Yagan tasangot. Pohjoisnavan ympärille ulottuu Louhen tasango, pohjoisen emäntä karjalaisissa ja suomalaisissa myyteissä.

Tessera on nimetty kohtalon, onnen ja onnen jumalattareiden mukaan. Esimerkiksi Venuksen tesseroista suurinta kutsutaan Tellurin Tesseraksi.

Reunukset ovat tulisijan jumalattareiden kunniaksi: Vesta, Ut jne.

Minun on sanottava, että planeetta on johtaja nimettyjen osien lukumäärässä kaikkien planeettakappaleiden joukossa. Venuksesta ja niiden alkuperän suurin valikoima nimiä. Siellä on nimiä 192 eri kansallisuuden ja etnisen ryhmän myyteistä eri puolilta maailmaa. Lisäksi nimet ovat hajallaan ympäri planeettaa ilman "kansallisten alueiden" muodostumista.

Ja Venuksen pinnan kuvauksen lopuksi annamme lyhyen rakenteen planeetan nykyaikaisesta kartasta.

Venuksen kartan nollameridiaanille (vastaa Maan Greenwichiä) otettiin käyttöön 60-luvun puolivälissä meridiaani, joka kulki valon (tutkakuvissa) pyöristetyn alueen keskipisteen läpi, jonka halkaisija on 2 tuhatta km. , joka sijaitsee planeetan eteläisellä pallonpuoliskolla ja jota kutsutaan Alfa-alueeksi kreikkalaisten aakkosten alkukirjaimella. Myöhemmin, kun näiden kuvien resoluutio kasvoi, alkumeridiaanin sijaintia siirtyi noin 400 km kulkeakseen pienen kirkkaan pisteen läpi suuren rengasrakenteen keskellä, joka oli 330 km poikki nimeltä Eve. Ensimmäisten laajojen Venuksen karttojen luomisen jälkeen vuonna 1984 havaittiin, että planeetan pohjoisella pallonpuoliskolla tarkalleen alkumeridiaanilla on pieni kraatteri, jonka halkaisija on 28 km. Kraatteri sai nimekseen Ariadne kreikkalaisen myytin sankarittaren mukaan, ja se oli paljon kätevämpi vertailukohta.

Päämeridiaani jakaa 180°:n pituuspiirin kanssa Venuksen pinnan kahteen pallonpuoliskoon: itäiseen ja läntiseen.

Venuksen tunnelma. Fyysiset olosuhteet Venuksen planeetalla

Venuksen elottoman pinnan yläpuolella on ainutlaatuinen ilmapiiri, aurinkokunnan tihein, jonka M.V. löysi vuonna 1761. Lomonosov, joka tarkkaili planeetan kulkua aurinkolevyn poikki.

kuva 31 Pilvien peittämä Venus. Kiitos: NASA

Venuksen ilmakehä on niin tiheä, että sen läpi on täysin mahdotonta nähdä planeetan pinnalla olevia yksityiskohtia. Siksi monet tutkijat uskoivat pitkään, että Venuksen olosuhteet olivat lähellä niitä, jotka olivat maan päällä hiilikaudella, ja siksi siellä asuu myös samanlainen eläimistö. Planeetatvälisten asemien laskeutumisajoneuvojen avulla tehdyt tutkimukset ovat kuitenkin osoittaneet, että Venuksen ilmasto ja Maan ilmasto ovat kaksi suurta eroa, eikä niillä ole mitään yhteistä. Joten, jos alemman ilmakerroksen lämpötila Maan päällä ylittää harvoin + 57 ° C, niin Venuksella pinnan lähellä olevan ilmakerroksen lämpötila saavuttaa 480 ° C, ja sen päivittäiset vaihtelut ovat merkityksettömiä.

Merkittäviä eroja havaitaan myös kahden planeetan ilmakehän koostumuksessa. Jos Maan ilmakehässä vallitseva kaasu on typpi, jossa on riittävä happipitoisuus, vähäinen hiilidioksidi- ja muiden kaasujen pitoisuus, niin Venuksen ilmakehässä tilanne on täsmälleen päinvastainen. Valtaosa ilmakehästä on hiilidioksidia (~ 97 %) ja typpeä (noin 3 %), johon on lisätty pieniä vesihöyryä (0,05 %), happea (prosentin tuhannesosaa), argonia, neonia, heliumia ja kryptonia. Hyvin pieninä määrinä on myös epäpuhtauksia SO, SO 2, H 2 S, CO, HCl, HF, CH 4, NH 3.

Molempien planeettojen ilmakehän paine ja tiheys ovat myös hyvin erilaisia. Esimerkiksi Venuksen ilmakehän paine on noin 93 ilmakehää (93 kertaa enemmän kuin maan päällä), ja Venuksen ilmakehän tiheys on lähes kaksi suuruusluokkaa suurempi kuin maan ilmakehän tiheys ja vain 10 kertaa pienempi kuin tiheys. vedestä. Tällainen suuri tiheys ei voi muuta kuin vaikuttaa ilmakehän kokonaismassaan, joka on noin 93 kertaa Maan ilmakehän massa.

Kuten monet tähtitieteilijät nyt uskovat; korkea pintalämpötila, korkea ilmanpaine ja korkea suhteellinen hiilidioksidipitoisuus ovat tekijöitä, jotka ilmeisesti liittyvät toisiinsa. Korkea lämpötila edistää karbonaattikivien muuttumista silikaattisiksi hiilidioksidin vapautuessa. Maapallolla CO 2 sitoutuu ja muuttuu sedimenttikiviksi biosfäärin toiminnan seurauksena, jota Venuksella ei ole. Toisaalta korkea CO 2 -pitoisuus edesauttaa Venuksen pinnan ja ilmakehän alempien kerrosten kuumenemista, minkä totesi amerikkalainen tiedemies Carl Sagan.

Itse asiassa Venuksen kaasuvaippa on jättimäinen kasvihuone. Se pystyy välittämään aurinkolämpöä, mutta ei vapauta sitä ulos, samalla absorboimalla itse planeetan säteilyä. Absorboivia aineita ovat hiilidioksidi ja vesihöyry. Kasvihuoneilmiötä esiintyy myös muiden planeettojen ilmakehissä. Mutta jos Marsin ilmakehässä se nostaa keskilämpötilaa lähellä pintaa 9 °, Maan ilmakehässä - 35 °, niin Venuksen ilmakehässä tämä vaikutus saavuttaa 400 astetta!

Jotkut tutkijat uskovat, että 4 miljardia vuotta sitten Venuksen ilmakehä oli enemmän kuin Maan ilmakehä, jonka pinnalla oli nestemäistä vettä, ja juuri tämän veden haihtuminen aiheutti hallitsemattoman kasvihuoneilmiön, jota havaitaan edelleen ...

Venuksen ilmakehä koostuu useista kerroksista, joiden tiheys, lämpötila ja paine eroavat suuresti toisistaan: troposfääri, mesosfääri, termosfääri ja eksosfääri.

Troposfääri on Venuksen ilmakehän alin ja tihein kerros. Se sisältää 99% Venuksen koko ilmakehän massasta, josta 90% - 28 km:n korkeuteen asti.

Troposfäärin lämpötila ja paine laskevat korkeuden myötä, saavuttaen korkeudet lähellä 50-54 km, arvot + 20 ° + 37 ° C ja paine vain 1 ilmakehä. Tällaisissa olosuhteissa vesi voi esiintyä nestemäisessä muodossa (pienten pisaroiden muodossa), mikä yhdessä optimaalisen lämpötilan ja paineen kanssa, joka on samanlainen kuin lähellä maan pintaa, luo suotuisat olosuhteet elämälle.

Troposfäärin yläraja on 65 km:n korkeudella. planeetan pinnan yläpuolella erottuen tropopaussin avulla yläpuolella olevasta kerroksesta - mesosfääristä. Täällä vallitsevat hurrikaanituulet, joiden nopeus on 150 m/s ja enemmän, kun taas pinnalla 1 m/s.

Tuulet Venuksen ilmakehässä syntyvät konvektiosta: kuuma ilma nousee päiväntasaajan yläpuolelle ja leviää napoille. Tätä globaalia rotaatiota kutsutaan Hadley-rotaatioksi.

Kuva 32 Napapyörre lähellä Venuksen etelänapaa. Luotto: ESA / VIRTIS / INAF-IASF / Obs. de Paris-LESIA / Univ. Oxfordista

Leveysasteilla, jotka ovat lähellä 60 °, Hadleyn pyöriminen pysähtyy: kuuma ilma laskeutuu ja alkaa liikkua takaisin päiväntasaajalle, mitä helpottaa korkea hiilimonoksidipitoisuus näissä paikoissa. Ilmakehän pyöriminen ei kuitenkaan pysähdy ja 60-luvun leveysasteista pohjoiseen: ns. napakaulukset. Niille on ominaista matala lämpötila, korkea pilvien sijainti (jopa 72 km.).

Niiden olemassaolo johtuu ilman voimakkaasta noususta, jonka seurauksena havaitaan adiabaattista jäähdytystä.

Planeetan napojen ympärillä, joita kehystävät "napakaulukset", on jättimäisiä napapyörteitä, jotka ovat neljä kertaa suurempia kuin maanpäälliset vastineensa. Jokaisessa pyörteessä on kaksi silmää - pyörimiskeskusta, joita kutsutaan polaarisiksi dipoleiksi. Pyörteet pyörivät noin 3 vuorokauden jaksolla ilmakehän yleisen pyörimisen suuntaan tuulen nopeuden ollessa 35-50 m/s niiden ulkoreunojen lähellä nollaan napojen kohdalla.

Napapyörteet ovat tähtitieteilijöiden mukaan nykyään antisykloneja, joiden keskellä laskeutuvat ilmavirrat ja jotka nousevat jyrkästi napakaulusten lähellä. Venuksen napapyörteiden tapaan maapallon rakenteet ovat talvisia polaarisia antisykloneja, erityisesti Etelämantereen ylle muodostuvia.

Venuksen mesosfääri ulottuu 65-120 km:n korkeudelle ja se voidaan jakaa kahteen kerrokseen: ensimmäinen on 62-73 km:n korkeudella, sen lämpötila on vakio ja se on pilvien yläraja; toinen - 73-95 km:n korkeudessa lämpötila laskee täällä korkeuden myötä saavuttaen -108 ° C:n vähimmäistason ylärajan. Yli 95 km Venuksen pinnan yläpuolella alkaa mesopaussi - mesosfäärin ja korkeamman termosfäärin välinen raja. Mesopaussin sisällä lämpötila nousee korkeuden myötä ja saavuttaa + 27 ° + 127 ° C Venuksen päiväpuolella. Venuksen yöpuolella, mesopaussin sisällä, tapahtuu merkittävää jäähtymistä ja lämpötila laskee -173 ° C: een. Tätä Venuksen kylmin aluetta kutsutaan joskus jopa kryosfääriksi.

Yli 120 km korkeudessa termosfääri, joka ulottuu 220-350 km korkeuteen, sijaitsee eksosfäärin rajalla - alueella, jossa kevyet kaasut poistuvat ilmakehästä ja jossa on pääasiassa vain vetyä. Eksosfääri päättyy ja sen mukana ilmakehä ~ 5500 km:n korkeudessa, jossa lämpötila saavuttaa 600-800 K.

Venuksen meso- ja termosfäärissä sekä alemmassa troposfäärissä ilmamassa pyörii. Totta, ilmamassa ei liiku päiväntasaajalta napoille, vaan Venuksen päiväpuolelta yöpuolelle. Maapallon päiväsaikaan tapahtuu voimakas lämpimän ilman nousu, joka leviää 90-150 km korkeudessa siirtyen planeetan yöpuolelle, missä lämmitetty ilma laskee jyrkästi alaspäin, minkä seurauksena adiabaattinen kuumennus ilmasta tapahtuu. Tämän kerroksen lämpötila on vain -43 °C, mikä on jopa 130 ° korkeampi kuin yleensä mesosfäärin yöpuolella.

Tiedot Venuksen ilmakehän ominaisuuksista ja koostumuksesta saatiin Venera-sarjan AMS:llä sarjanumeroilla 4, 5 ja 6. Venus 9 ja 10 selvittivät vesihöyrypitoisuuden ilmakehän syvissä kerroksissa ja selvittivät, että maksimi vesihöyryä on 50 km:n korkeudella, missä sitä on sata kertaa enemmän kuin kiinteällä pinnalla, ja höyryn osuus lähestyy yhtä prosenttia.

Ilmakehän koostumuksen tutkimisen lisäksi planeettojenväliset asemat "Venera-4, 7, 8, 9, 10" mittasivat painetta, lämpötilaa ja tiheyttä Venuksen ilmakehän alemmissa kerroksissa. Tuloksena todettiin, että Venuksen pinnan lämpötila on noin 750 ° K (480 ° C) ja paine on lähellä 100 atm.

Myös Venera-9- ja Venera-10-laskeutumisajoneuvot saivat tietoa pilvikerroksen rakenteesta. Joten 70–105 km korkeudessa on harvinaista stratosfäärin sumua. Alhaalla 50-65 km (harvein jopa 90 km) korkeudessa on tihein pilvikerros, joka on optisilta ominaisuuksiltaan lähempänä harvinaista sumua kuin pilviä sanan maanpäällisessä merkityksessä. Näkyvyys on täällä useita kilometrejä.

Pääpilvikerroksen alla - 50-35 km:n korkeudessa tiheys laskee useita kertoja, ja ilmakehä vaimentaa auringonsäteilyä pääasiassa Rayleighin hiilidioksidin sironnan vuoksi.

Sumua esiintyy vain yöllä, ja se leviää 37 km:n tasolle - keskiyöhön mennessä ja jopa 30 km:n tasolle - aamunkoittoon mennessä. Puolenpäivään mennessä tämä sumu häviää.

Kuva 33 Salama Venuksen ilmakehässä. Luotto: ESA

Venuksen pilvien väri on oranssinkeltainen johtuen planeetan ilmakehän merkittävästä hiilidioksidipitoisuudesta, jonka suuret molekyylit hajottavat juuri tätä osaa auringonvalosta, ja itse pilvien koostumuksesta, jotka koostuvat 75-80 % rikkihaposta. happoa (mahdollisesti jopa fluoridi-rikkihappoa) kloorivety- ja fluorivetyhappojen seoksilla. Amerikkalaiset tutkijat Louise ja Andrew Young sekä Godfrey Sill paljastivat Venuksen pilvien koostumuksen vuonna 1972 toisistaan ​​riippumatta.

Tutkimukset ovat osoittaneet, että Venuksen pilvien happo muodostuu kemiallisesti rikkidioksidista (SO 2 ), jota voidaan saada rikkiä sisältävistä pintakivistä (pyriteistä) ja tulivuorenpurkauksista. Tulivuoret ilmenevät toisella tavalla: niiden purkaukset synnyttävät voimakkaita sähköpurkauksia - todellisia ukkosmyrskyjä Venuksen ilmakehässä, jotka tallensivat toistuvasti Venera-sarjan asemien instrumentit. Lisäksi ukkosmyrskyt Venuksen planeetalla ovat erittäin voimakkaita: salama iskee 2 suuruusluokkaa useammin kuin Maan ilmakehään. Tätä ilmiötä kutsutaan "Venuksen sähkölohikäärmeeksi".

Pilvet ovat erittäin kirkkaita ja heijastavat 76 % valosta (tämä on verrattavissa ilmakehän kumpupilvien ja Maan pinnan napajäätikkien heijastavuuteen). Toisin sanoen yli kolme neljäsosaa auringon säteilystä heijastuu pilvistä ja vain alle neljäsosa laskee.

Pilven lämpötila - + 10 ° - -40 ° С.

Pilvikerros liikkuu nopeasti idästä länteen ja tekee yhden kierroksen planeetan ympäri neljässä maapäivässä ("Mariner-10":n havaintojen mukaan).

Venuksen magneettikenttä. Venuksen planeetan magnetosfääri

Venuksen magneettikenttä on merkityksetön - sen magneettinen dipolimomentti on pienempi kuin Maan, vähintään viisi suuruusluokkaa. Syyt tällaiseen heikkoon magneettikenttään ovat: planeetan hidas pyöriminen akselinsa ympäri, planeetan ytimen alhainen viskositeetti, ehkä on muita syitä. Siitä huolimatta planeettojenvälisen magneettikentän ja Venuksen ionosfäärin vuorovaikutuksen seurauksena jälkimmäiseen syntyy matalan intensiteetin (15-20 nT) magneettikenttiä, jotka sijaitsevat satunnaisesti ja ovat epävakaita. Tämä on niin kutsuttu Venus-magnetosfääri, jossa on jousishokki, magnetoskuppi, magnetopaussi ja magnetosfääripyrstö.

Keulaiskuaalto sijaitsee 1900 km:n korkeudessa Venuksen planeetan pinnan yläpuolella. Tämä etäisyys mitattiin vuonna 2007 auringon minimin aikana. Auringon suurimman aktiivisuuden aikana iskuaallon korkeus kasvaa.

Magnetopaussi sijaitsee 300 km:n korkeudessa, mikä on hieman korkeampi kuin ionopaussi. Niiden välillä on magneettinen este - magneettikentän jyrkkä kasvu (jopa 40 T), mikä estää aurinkoplasman tunkeutumisen Venuksen ilmakehän syvyyksiin, ainakin auringon minimiaktiivisuuden aikana. Ilmakehän ylemmissä kerroksissa merkittäviä O +, H + ja OH + -ionien häviöitä liittyy aurinkotuulen toimintaan. Magnetopaussin pituus on jopa kymmenen planeetan sädettä. Sama Venuksen magneettikenttä, tai pikemminkin sen häntä, ulottuu useisiin kymmeniin Venuksen halkaisijoihin.

Planeetan ionosfääri, joka liittyy Venuksen magneettikentän läsnäoloon, syntyy merkittävien vuorovesivaikutusten vaikutuksesta auringon suhteellisen läheisyyden vuoksi, minkä vuoksi Venuksen pinnan yläpuolelle muodostuu sähkökenttä, jonka intensiteetti voi olla kaksi kertaa Maan pinnan yläpuolella havaitun "kirkkaan sääkentän" intensiteetti ... Venuksen ionosfääri sijaitsee 120-300 km:n korkeudella ja koostuu kolmesta kerroksesta: 120-130 km, 140-160 km ja 200-250 km. Lähes 180 km:n korkeudessa voi olla lisäkerros. Suurin elektronien määrä tilavuusyksikköä kohti - 3 × 10 11 m -3 - löydettiin kerroksesta 2 lähellä auringonkukan keskustaa.

Miltä Venuksen pinta näyttää, jos poistat kaikki sen piilottavat pilvet? Venukseen lentävään Magellan-avaruusalukseen asennettiin tutkat, joiden tarkoituksena oli vetää verho Venuksen todellisilta kasvoilta ja tuottaa yksityiskohtaisen kuvan sen pinnasta. seurauksena näet Venuksen kartan väärissä väreissä. Vuoret näkyvät punaisella, laaksot sinisellä. Kartalla saavutettu resoluutio on 3 km. Magellan teki tämän kartan vuosina 1990-1994. Alueet, joita Magellan ei voinut havaita, täytettiin myöhemmin Arecibo-radioteleskoopin havainnoilla. Suuri kelta-punainen alue pohjoisessa on Ishtar Valley, joka reunustaa Maxwell-vuoria, Venuksen korkeimpia vuoria. Venuksen suuret tasaiset ylängöt ovat samanlaisia ​​kuin maanosat. Tiedemiehet ovat erittäin kiinnostuneita Venuksen geologian tutkimisesta, koska tämä planeetta on hyvin samanlainen kuin Maa.

Venus on yksi kauneimmista ja kirkkaimmista valaisimista taivaalla (planeetan loisto johtuu auringonsäteiden heijastuksesta voimakkaasta pilvisestä ilmakehästä). Ei ole sattumaa, että juuri hänelle annettiin rakkauden ja kauneuden jumalattarien nimet: Babylonissa planeetta kutsuttiin Ishtariksi, muinaisessa Kreikassa - Aphrodite, muinaisessa Roomassa - Venus. Tiheiden pilvien vuoksi Venuksen pintaa ei voi nähdä edes sen keinotekoisen satelliitin kiertoradalta. Sen pinnan kohokuviota voidaan tutkia vain tutkamenetelmin.

Venus on aamutaivaalla ennen auringonnousua 263 päivää (planeetan kiertoaika). Sitten se lähestyy aurinkoa, ja on mahdotonta tarkkailla sitä 50 päivää. Sitten planeetta ilmestyy iltataivaalla auringonlaskun aikaan ja myös paistaa 263 päivää. Venus on taas piilossa, jo 8. päivänä, kun se osoittautuu Maan ja Auringon väliin ja on meitä kohti valaisemattomalla puolella. Tämä on toistuva sykli. Venuksen kiertoaika Auringon ympäri on 224,7 päivää. Venuksen taivas on väriltään oranssi, muuttuen kelta-vihreäksi lähempänä horisonttia.

Tämä Galileo-avaruusaluksella otettu kuva näyttää kuinka tiheitä pilviä peittää Venus. Venus on kooltaan ja massaltaan hyvin samanlainen kuin Maa, minkä vuoksi sitä kutsutaan usein Maan sisareksi. Venuksella on kuitenkin täysin erilainen ilmasto. Tiheät pilvet ja Auringon läheisyys (vain Merkurius on vielä lähempänä) tekevät Venuksesta kuumimman planeetan - paljon kuumemman kuin Maa. Ihminen ei voinut selviytyä siellä, eikä sieltä löytynyt elämänmuotoja. Kun Venus näkyy taivaalla, se on yleensä kirkkain kohde auringon ja kuun jälkeen.

Yli 20 avaruusalusta on vieraillut Venuksella, mukaan lukien Venus 9, joka laskeutui pinnalle, ja Magellan, joka pystyi tutkan avulla katsomaan pilvien alle ja kartoittamaan pinnan. Tämän näkyvän valon kuvan Venuksesta otti Galileo-avaruusalus, joka kiertää Jupiteria vuosina 1995–2003. Venuksesta on edelleen paljon tuntematonta, mukaan lukien salaperäisten radiotaajuuspulssien syy.

Hämähäkinseitit ovat tuntemattoman alkuperän suuria rakenteita, jotka on löydetty vain Venuksen pinnalta. Nämä rakenteet saivat nimen Web, koska ne muistuttavat hämähäkin verkkoja. Hämähäkinseitit ovat samankeskisiä soikeita muotoja, joita ympäröi monimutkainen halkeamaverkosto ja jotka voivat ulottua yli 200 kilometriä. Tämä kuva on koottu tutkahavainnoista Magellan-avaruusaluksesta, joka kiertää Venusta vuosina 1990-1994. Tähän mennessä Venuksesta on löydetty yli 30 seittiä. Hämähäkinseittejä voi yllättävän yhdistää tulivuorten kanssa. On kuitenkin mahdollista, että erilaisia ​​verkkoja muodostuu eri prosessien kautta.

Jos olisi mahdollista katsoa Venusta tutkan silmin, näkisimme sellaisen kuvan. Kuvassa avaruusalus Magellanin havainnot Venuksen pinnasta, jotka on käsitelty tietokoneella. Tutka-asennuksia käytettiin kartoittamaan Venusta, kun Magellan lensi naapurimme ympäri vuosina 1990-1994. Magellanin tiedoista löydettiin mielenkiintoisia pinnan piirteitä, mukaan lukien nykyään kuvatut suuret pyöreät kupolit, joiden tyypillinen koko on 25 km. Uskotaan, että kupolit muodostuivat tulivuoren toiminnan seurauksena, vaikka kukaan ei tiedä varmasti. Venuksen pinta on niin kuuma ja epävieraanvarainen, ettei yksikään luotain ole ollut siellä muutamaan minuuttiin.

Tämä kuva on siivu Venuksen ensimmäisestä väripanoraamasta. Panoraama lähetettiin televisiokameralla, joka oli asennettu Neuvostoliiton Venera 13 -laskeutujaan. Moduuli laskeutui Venuksen pinnalle laskuvarjolla 1. maaliskuuta 1982. Venuksen pilvet koostuvat rikkihapon pisaroista, ja niiden pintalämpötila on noin 482 celsiusastetta, kun taas ilmanpaine on 92 kertaa Maan paine merenpinnan tasolla. Näistä ankarista olosuhteista huolimatta Venera 13 -laskeutuja kesti tarpeeksi kauan, ja se lähetti sarjan kuvia Maahan ja analysoi Venuksen maaperää. Osa moduulista näkyy kuvan oikeassa alakulmassa. Ensimmäinen avaruusalus, joka kantoi Neuvostoliiton laskukoneen Venukseen, oli Venera-7 (1970). Hän välitti ensin tietoa toisen planeetan pinnalta.

Tämän hämmästyttävän Venuksen maiseman muodostamiseen käytettiin Neuvostoliiton planeettojen välisen Veneran värihavaintoja ja Magellan-avaruusaluksen tutkatietoja. Tässä tietokoneavusteisessa kuvassa pystyasteikko on zoomattu erityisesti sisään. Etualalla on Rift Valleyn reuna, joka muodostuu Venuksen kuoren uppoamisesta. Laakso ulottuu aina Gula-vuoren, 3,2 km korkean tulivuoren juurelle (kuvassa oikealla), joka on vain 720 km päässä. Vasemmalla on toinen tulivuori - Mount Sif. Tutkakuvauksen avulla on mahdollista tunkeutua pilviin, jotka jatkuvasti peittävät Venuksen pinnan. Tällä menetelmällä Magellan-laite pystyi tutkimaan yli 98 % planeetan pinnasta, joka oli täynnä erilaisia ​​kohokuvioita.

Venus on usein pysähdyspaikka avaruusaluksille, jotka lentävät kaukaisille kaasujättiplaneetoille aurinkokunnan laitamilla. Miksi he lentävät ensin Venukseen? Tällainen gravitaatioliike on välttämätön, jotta avaruusalus voisi hankkia energiaa tällaisen lyhytaikaisen tapaamisen aikana ja kiihtyä planeetan gravitaatiokentän vuoksi kulutettuaan tietyn määrän polttoainetta pitkäaikaiseen planeettojenväliseen tehtävään. Tämä värikäs kuva Venuksesta vangittiin Galileo-avaruusaluksella juuri gravitaatioliikkeen jälkeen helmikuussa 1990, joka lensi tutkimaan Jupiteria. Rikkipitoisten pilvien pyörteet näkyvät tässä verhotun planeetan kuvassa. Valoisa alue on auringonpurkaus Venuksen yläpilvien päällä.

Automaattinen Venera-Express laukaistiin marraskuussa 2005 Euroopan avaruusjärjestön ansiosta. Huhtikuussa 2006 alus lensi Venukseen. Ja nyt Venus Express kääntyy siskomme ympäri ja lähettää meille valokuvia. Tämän päivän elokuva on kuvattu laivan kulkiessa Venuksen pohjoisen pallonpuoliskon yli toukokuun lopussa 2006. Kuva on otettu ultraviolettivalossa, joten se esitetään väärissä väreissä.

9.

Venus käy läpi eri vaiheita. Kuten Kuumme, Venus voi esiintyä täysinä levynä tai ohuena puolikuuna. Venus, joka on usein kirkkain kohde taivaalla juuri auringonlaskun jälkeen tai ennen aamunkoittoa, on kuitenkin niin pieni kulmikas, että sen vaiheet voidaan nähdä selvästi vain kiikareilla tai pienellä kaukoputkella. Tämä kuvasarja otettiin useiden kuukausien aikana, ja se osoittaa paitsi vaiheen muutoksen myös muutoksen Venuksen näennäisessä kulmakoossa. Sarjan keskellä olevassa negatiivisessa kuvassa Venus on uudessa vaiheessa, joka tapahtui Venuksen harvinaisen osittaisen auringonpimennyksen aikana vuonna 2004.

10.

Jos saisit katsoa Venuksen pohjoisnavalle, mitä näkisit? 1990-1994 Magellan-luotain oli kiertoradalla Venuksen ympärillä. Siihen asennetun tutkan avulla oli mahdollista katsoa Venuksen tiheiden pilvien alle ja rakentaa pinnasta topografinen kartta. Keskellä on pohjoisnapa, ja valopilkku keskuksen alapuolella on Venuksen korkeimmat Maxwell-vuoret. Muita merkittäviä pintamuodostelmia ovat lukuisat vuoret, kruunut, törmäyskraatterit, tesserat, vuoristot ja laavavirrat. Venus on kooltaan ja massaltaan samanlainen kuin Maan, mutta toisin kuin Maan, sen ilmakehä koostuu pääasiassa hiilidioksidista. Tämä ilmakehä vangitsee lämpöä erittäin tehokkaasti, mikä johtaa tyypillisesti yli 700 Kelvin-asteen pintalämpötilaan. Tässä lämpötilassa lyijy alkaa sulaa.

11.

Mitä Venuksen etelänavan yllä tapahtuu? Asiantuntijat ovat pitkään tutkineet valokuvia, jotka robottiavaruusalus Venus Express otti sen lentäessä Maan ylikuumenneen kaksoisvenuksen napojen yli. Kaikkien yllätykseksi Venera Expressin kameroilla äskettäin otetut valokuvat eivät vahvistaneet aikaisempia löydöksiä. Aiemmin löydetyn kaksoishurrikaanin sijaan planeetan pilvistä löydettiin epätavallinen yksittäinen pyörre. Tämän päivän kuva on otettu aivan hiljattain infrapunavalossa. Kuvassa tummemmat alueet vastaavat Venuksen ilmakehän korkeampia lämpötiloja, mikä tarkoittaa, että ne osoittavat, missä pilvet sijaitsevat lähempänä planeetan pintaa. Ei ole selvää, miksi pyörteisiin ilmestyy joskus kaksi suppiloa kerralla ja joskus vain yksi. Mutta niiden dynamiikan piirteiden tutkiminen voi valaista syntymän ja evoluution prosesseja ja maallisia hurrikaaneja. Äskettäin japanilaisen Akatsuki-satelliitin piti liittyä eurooppalaiseen Venus Express -avaruusalukseen Venuksen kiertoradalla. Japanilaisen ilmailu- ja avaruusjärjestö JAXA:n 21. toukokuuta tänä vuonna Venukseen laukaisema Akatsuki-ilmakiertorata meni ohi. Suunnitelman mukaan hänen oli määrä aloittaa liikkeet lokakuussa miehittääkseen vaaditun kiertoradan Venuksen ympäri. JAXA:n mukaan kaikki tarvittavat komennot annettiin hänelle ajoissa, mutta eilen Japanin oli pakko ilmoittaa viasta. Luotain ei astunut kiertoradalle, vaan alkoi sen sijaan siirtyä pois Venuksesta ja alkoi liikkua Auringon ympäri.
12.

Venuksen kuuma ja halkeileva pinta on lukuisten mäkien peitossa. Huolimatta siitä, että Venuksen pintaa ei ole koskaan kuvattu tältä korkeudelta, tällaisia ​​​​kuvia voidaan luoda käsittelemällä digitaalisesti kaukaa saatuja tietoja erittäin herkällä tutkalla. Kuva kattaa noin 100 kilometriä leveän alueen, joka sijaitsee Yavine Corona -nimisellä vulkaanisella alueella. Rungon pinnassa on lukuisia halkeamia ja vikoja. Musta palkki kehyksen oikeassa yläkulmassa vastaa aluetta, josta ei ole tietoja. Venuksen pinnan lämpötila ja paine ovat niin suuret, että pinnalle laskeutunut miehittämätön avaruusasema pystyi toimimaan vain muutaman tunnin.

13.

Otettu T. Polakisin Papago Parkista Phoenixissa, Arizonassa huhtikuussa 1998. Tämän kuvan kimaltelevia lähteitä ovat Phoenix City, Kuu, Venus ja Jupiter. Näiden lähteiden tällainen läheisyys on erittäin harvinaista.

14.

Jos heräät aikaisin aamulla, voit ihailla Venusta, joka loistaa kuin aamutähti itäisen horisontin yläpuolella. Jay Welle on vanginnut 7. lokakuuta 2007 tässä aamunkoittoa edeltävässä taivasmaisemassa, ja Venus on oikeassa yläkulmassa. Kuunsirppi ja Saturnus (vasemmalla) ovat myös näkyvissä. Sekä planeetat että Kuu voidaan helposti sulkea ojennetulla nyrkkillä, koska ne kaikki sijaitsevat viiden asteen sektorissa. Ashlight - Maaplaneetan päiväseltä puolelta heijastuva auringonvalo valaisee Kuun yöpuolen. Jos katsot tarkkaan Saturnusta, näet sen vieressä kirkkaan pisteen - sen suurimman satelliitin Titanin.

15.

Vaeltaessaan ekliptikalla muiden paljaalla silmällä näkyvien planeettojen kanssa huhtikuun 2004 alussa Venus kulki Plejadien tähtijoukon läpi tarjoten maan päällä oleville tarkkailijoille erinomaisen valokuvausmahdollisuuden. Plejadit, luetteloitu nimellä M45, ovat sinänsä kauniita. Pitkän valotuksen kuvat osoittavat, että ne ovat upotettuna siniseen heijastussumuun. Kuitenkin tässä kuvassa (David Cortner), joka on otettu iltana 3. huhtikuuta, kirkas Venus lähestyi Seitsemää sisarta ja varjosti kosmisen pilven heikon. Tämä kuva toimii selkeänä esimerkkinä kosmisista kontrasteista: esimerkiksi Venus näyttää noin 700 kertaa kirkkaammalta kuin Alcyone, Plejadien kirkkain tähti. Jos Venus on 5 valominuutin etäisyydellä Maasta, niin Alcyone ja muut Plejadien tähdet ovat noin 400 valovuoden päässä. Venuksen ikä, joka muodostui samasta romahtavasta sumusta, joka synnytti Auringon, on noin 4,5 miljardia vuotta. Plejadien tähdet ovat ilmeisesti vain sata miljoonaa vuotta vanhoja.

16.

Kesäkuun alussa 2004 tapahtui harvinainen tapahtuma - Venuksen kulku aurinkolevyn poikki. Tämän tapahtuman valokuvat ovat eräitä ilmaisuvoimaisimpia tähtitieteellisen valokuvauksen historiassa. Tieteellisiä ja taiteellisia selvityksiä tehtiin kaikkialla, missä kohtaa voitiin havaita: Euroopassa, suurimmassa osassa Aasiaa, Afrikassa ja Pohjois-Amerikassa. Tieteellisesti keskustellaan niin kutsutusta "mustan pisaran vaikutuksesta": tutkijat uskovat, että sen ulkonäkö johtuu kaukoputken kameran läpinäkyvyyden ominaisuuksista, ei Venuksen ilmakehästä. Taiteellisesta näkökulmasta kuvat jakautuvat useisiin kategorioihin. Edellinen esittää Venuksen kulkua Auringon kiekon yksityiskohtaisen kuvan taustalla. Muut ovat mielenkiintoisia kaksoissattumia: esimerkiksi Venus ja lentokoneen siluetti Auringon taustalla tai Venus ja ISS matalalla kiertoradalla Maan ympäri. Kolmannet kuvat, kuten se, joka on otettu Pohjois-Carolinassa (USA) ja tuonut huomionne (David Cortner), yhdistävät Venuksen kulkua aurinkolevyn poikki ja maalauksellisen pilvisen kuvan. Ensi silmäyksellä Venus-planeetan kiekko voidaan sekoittaa pieneen ja epätavallisen pyöreään pilveen tässä kuvassa.

17.

Venuksen kulkua aurinkokiekon poikki 8. kesäkuuta 2004 tähtitieteilijät saivat tämän hämmästyttävän lähikuvan. Venuksen siluetti näkyy selvästi auringon kirkkaalla pinnalla. Avaruuden mustaa vasten planeetan reunalla on havaittavissa ohut kaari, joka syntyi auringonvalon taittumisesta venusilainen tunnelmaa. Kaari on osa ilmakehän valokehoa, joka nähtiin ensimmäisen kerran planeetan kulkiessa aurinkokiekon poikki vuonna 1761. Sitten tällaisen halon havainnot toimivat todisteena Venuksen ympärillä olevan ilmakehän olemassaolon puolesta. Kuva on otettu 1 metrin ruotsalaisella aurinkoteleskoopilla, joka sijaitsee La Palman saarella, yhdellä Kanarian saarista. Lopullisen kuvan otti Mats Lofdahl Ruotsin tiedeakatemian aurinkofysiikan instituutin henkilökunnan Dan Kiselmanin, Goran Scharmerin, Kai Langhansin ja Peter Dettorin läsnä ollessa.

18.

Tänä päivänä näytti siltä, ​​että kaksi kolmesta päivällä näkyvästä taivaankappaleesta törmäsi. Todellisuudessa Kuu kulki Venuksen edestä. Kansi on kuvattu Sveitsissä tunteja ennen auringonlaskua. Muutama minuutti tämän kuvan ottamisen jälkeen Kuu, jonka puolikuu oli näkyvissä oikealla, varjosti kuperan Venuksen. Kuvan vasemmassa reunassa näkyy pilviä, jotka jossain vaiheessa uhkasivat piilottaa havaitun ilmiön. 90 minuuttia myöhemmin Venus ilmestyi oikealle kirkkaan puolikuun takaa.

19.

Joskus taivaalla tapahtuu upeita asioita päämme yläpuolella. Esimerkiksi syyskuun alussa 2010 Kuu ja Venus olivat hyvin lähellä toisiaan taivaalla ja antoivat iloa niille, jotka haluavat katsoa taivasta ympäri maailmaa. Paikoin näkyi vieläkin värikkäämpi kuva. Kuvan on ottanut tänään Espanjassa Isaac Gutierrez Pascual. Täällä, tummansinisen iltataivaan taustalla, kuu ja Venus poseeraavat. Etualalla tummat myrskypilvet ulottuivat koko kuvan alareunaan, ja niiden yläpuolella leijui valkoinen alasin muotoinen pilvi. Tummat täplät pilvien taustalla edustavat ohi lentävää lintuparvea. Kuitenkin hyvin pian kuvan ottamisen jälkeen linnut lensivät pois, myrsky loppui ja Venus ja Kuu katosivat horisonttiin. Nyt Venus ja Kuu ovat jo eronneet suurelta kulmaetäisyydeltä. Vaikka Venus oli näkyvissä iltataivaalla koko syyskuun.

20.

Hiljaisena aamuna aamunkoittoa edeltävä taivas itäisen horisontin lähellä heijastuu tyynestä vedestä. Kuva on otettu 22. toukokuuta Mullika-joen rannalta, metsäalueelta, joka tunnetaan nimellä "Pine Wasteland" Etelä-New Jerseyssä Yhdysvaltojen itärannikolla (tekijä Jerry Lodriguss). Vasemmalla horisontin yläpuolella on vanhan kuun kapea auringonpaistettu puolikuu. Mars on lähellä kuvan keskustaa ja kirkas Venus kimaltelee oikealla. Kuten maalliset valot joen rannoilla, kirkkaat taivaalliset majakat heijastuvat etualalla olevasta vedestä. Suurin osa Kuusta valaisee tuhkavaloa - valoa, joka heijastuu Maaplaneetan valaistulta puolelta, joten sen yksityiskohdat voidaan nähdä kuun pinnan pimeässä osassa.

21.

Upeat värit ja dramaattiset pilvet, jotka voitiin nähdä auringonlaskun aikaan maanantaina 1. joulukuuta 2008 läntisellä taivaalla, heijastuvat Brisbanen lahden vesille Uuden Etelä-Walesin keskirannikolla, Australiassa. Taivas osoitti myös kuunkuun, Venuksen ja Jupiterin merkittävän yhtymän, jotka yhdessä näyttivät hymyileviltä kasvoilta. Kahden kirkkaan planeetan ja Kuun lähentyminen on herättänyt taivaan näkemisen ystävien huomion kaikkialla maapallolla. Tähtitieteilijä Mike Salway on tehnyt kaikkensa ikuistaakseen tämän upean näkymän, kun hän kesti hyttysten pistoja ja sadekuuroja suisella rannalla. Hänen näkökulmastaan ​​loistava Venus oli eteläisellä pallonpuoliskolla korkeammalla kuin muut tämän taivaan ryhmän valot.

22.

Joulukuun 1. päivänä 2008 kirkkaat planeetat Venus ja Jupiter kokoontuivat kuun nuoren puolikuun ympärille, upeaan taivaalliseen kohtaukseen, joka voitiin nähdä alkuillasta ympäri maailmaa. Joistakin paikoista kuitenkin nähtiin, että Kuu kulki suoraan Venuksen edestä - Kuu peitti Venuksen, mikä muutti jonkin aikaa kuvaa taivaankappaleiden lähestymisestä. Tämä valokuva on otettu hämärässä Wheeldonista, Itävallasta, ja siinä näkyy loistava iltatähti näkyvissä noin viisi minuuttia ennen kuin se katosi kuun tumman osan taakse ja katosi näkyvistä yli tunniksi. Kuva saatiin päällekkäin pitkiä ja lyhyitä valotuksia, minkä seurauksena kuun pinnan yksityiskohdat näkyvät siinä sekä heikolla tuhkavalolla että auringon kirkkaalla valolla. Sisäkuvassa on valokuva, joka on otettu myöhemmin, kun häikäisevä Venus ilmestyi jälleen pimennetylle taivaalle Breil-sur-Royan yllä Kaakkois-Ranskassa kirkkaasta puolikuusta. Ylhäältä ja oikealta, noin kolmen asteen päässä Venuksesta ja Kuusta näkyvää Jupiteria ympäröivät omat kuunsa, jotka valokuvassa näyttävät pieniltä hehkuvilta neulanpäiltä kirkkaan planeetan molemmin puolin. Luotto: Johann Schedler (Panther Observatory) Sivupalkki: Vincent Jacques.

23.

Tämä taivaallinen kohtaus kuvattiin auringonlaskun jälkeen 30. marraskuuta 2008 Mount Wilsonin observatoriosta Los Angelesin lähellä Kaliforniassa Yhdysvalloissa. Ennen kaikkea taivaalla on kauimpana kolmesta valaisimesta, planeetta Jupiter. Venus on paljon lähempänä meitä, se näkyy Jupiterin alapuolella ja vasemmalla puolella ja näyttää epätavallisen siniseltä, kun se paistaa pilvien läpi maan ilmakehässä. Oikealla horisontin yläpuolella satelliitimme Kuun kasvava puolikuu loistaa. Kuun valaisemat ohuet pilvet näyttävät sävytetyiltä epätavallisen oranssinvärisiltä. Kuvan alareunassa Los Angelesin kukkulat paikoin kevyen sumun peitossa, ja kaupungin keskustan pilvenpiirtäjät näkyvät lähellä vasenta reunaa. Venuksen ja Jupiterin yhtymä näkyy läntisellä taivaalla heti auringonlaskun jälkeen suurimman osan tästä kuukaudesta. Kuitenkin vain muutama tunti tämän kuvan ottamisen jälkeen Kuu lähestyi taivaallista duettoa, varjosti Venuksen hetkeksi ja jatkoi matkaansa taivaan poikki.

24.

Havaijin Big Islandin Mauna Kean tuulisesta huipulta voit nauttia tällaisesta yöelämästä. Noin 4100 metrin korkeuteen yltävän vuoren siluetti näkyy taustaa vasten Serge Brunierin joulukuun alussa 2005 hämärässä. Tulivuoren huippu kohoaa kirkkaan kuun valaiseman myrskypilvien meren yläpuolelle. Planeetta Venus loistaa lähellä Kuuta kuin loistava iltatähti. Kuvassa on myös haalea maidonvalkoinen raita - tähtien ja kosmisten pölypilvien galaksimme kiekko, joka ulottuu horisontista taivaalle kuvan oikeaa reunaa pitkin.

25.

Toukokuun 19. päivän yönä 2007 Maan satelliitti Kuu ja planeetta Venus olivat näkyvissä samassa osassa taivasta, ja pienin etäisyys niiden välillä oli alle yksi aste. Jay Oulle otti yhdisteen tähän valokuvaan Quebec Cityn läheisyydestä Kanadan Quebecissä. Venus näkyy kuvan vasemmassa alakulmassa. Säteet, jotka näyttävät tulevan Venuksesta, johtuvat itse asiassa diffraktiosta itse kammiossa. Kuva on niin selkeä, että kuun kraatterit näkyvät selvästi. Tietenkin todellinen fyysinen etäisyys kahden taivaankappaleen välillä ei ollut epätavallisen pieni. Näennäinen yhteys on itse asiassa optinen illuusio, joka syntyy, kun se projisoidaan taivaanpallolle. Vaikka Kuu kiertää Venuksen ympäri joka kuukausi, tämä läheinen kohtaaminen iltataivaalla on paljon harvinaisempaa.

26.

Yötaivaan kahden kirkkaimman kohteen yhdistelmä on upea näky niille, jotka rakastavat ihailla yötaivasta juuri auringonlaskun jälkeen.
Tässä näkyvässä kuvassa tämä ilmiö on kuvattu pilvien läpi Corona del Marin rannikolla Kaliforniassa Yhdysvalloissa. Tarkemmin sanottuna Kuu kulki noin kolmen asteen päässä Venuksesta 23. helmikuuta 2004. Kirjailija Wally Pacholka.
Venäjän ja Ranskan tutkijat aikovat yhdistää ohjelman Venuksen tutkimusta varten: tällä hetkellä on mahdollisuus yhdistää venäläinen Venera-D-operaatio, jonka on määrä käynnistää vuosina 2015-2016, tämän planeetan eurooppalaisen tutkimusohjelman kanssa. on harkinnassa.

>> Kuinka löytää Venus yötaivaalta

Kuinka löytää Venus tähtitaivaalta- kuvaus maapallon tarkkailijalle. Opi käyttämään valokuvassa Jupiteria, Kuuta, Merkuriusta ja Kaksosten tähdistöä.

Venus on toinen planeetta Auringosta, joten Venuksen löytämisessä tähtitaivaalta ei ole ongelmia. Käytä online-tähtikarttaasi tai tutki huolellisesti alempia kaavioita, joissa on merkitty tähtikuviot, planeetat ja aputähdet.

Jotta et laske paikan kanssa väärin, voit käyttää puhelimille erityisiä sovelluksia. Tai seurataan muinaisia ​​tähtitieteilijöitä ja käytetään luonnollisia vihjeitä.

Löytääksesi Venuksen, aloita ekliptikasta. Kun seuraat Auringon kulkua taivaalla, tätä linjaa kutsutaan ekliptikaksi. Vuodenajasta riippuen tämä reitti muuttuu: se nousee ja laskee. Maksimi havaitaan kesäpäivänseisauksen aikana ja minimi laskee talvelle.

Monet taivaankappaleet on helpoimmin löydettävissä pidentämällä. Nämä ovat pisteitä, joissa planeetat ovat lähempänä aurinkoa suhteessa meihin. Lajikkeita on kaksi: itäinen - sijaitsee iltataivaalla ja länsi - aamulla. Luonnollisesti kaikki tämä koskee vain maanpäällisen tarkkailijan näkökulmaa. Ihaile Venuksen ulkonäköä ei-ammattimaisen kaukoputken läpi.

Liikevaihdostamme johtuen kappaleiden liike kattaa 15 astetta tunnissa. Venus tulee näkyviin vasta kun se lähestyy 5 astetta Auringosta, joten et näe sitä 20 minuuttia Auringon ilmestymisen jälkeen tai ennen sen katoamista. Planeetta sijaitsee 45-47 asteen kulmassa tähdestä ja liikkuu 3 tuntia ja 8 minuuttia Auringon jälkeen/edessä.

Jos haluat nähdä jotain muuta kuin valopilkun, sinun on ostettava kaukoputki. Lisäksi tarvitset planeettasuodattimen tai akselin ulkopuolisen maskin. On hyvä, jos mekanismi on varustettu automaattisella seurantajärjestelmällä.