Венера (планета)

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.

Венера ♀

Венера в природному кольорі
Орбітальні характеристики
Середний радіус орбіти	108 208 930 км
Ексцентриситет	0,0068
Період обертання	224,701 діб
Синодичний період	583,92 діб
Середня орбітальна швидкість	35,1 км/с
Нахил	3,394°
Кількість супутників	0
Фізичні характеристики
Екваторіальний діаметр	12 103,6 км
Площа поверхні	4.60×108 км2
Маса	4,8685×1024 кг
Об’єм	9,28×1011 км3
Середня густина	5,24 г/см3
Прискорення сили тяжіння на поверхні	8,87 м/с2
Період обертання	-243,02 діб
Нахил осі обертання	2,64°
Альбедо	0,65
Друга космічна швидкість	10,4 км/с
Температура на поверхні*	мін.* середн. макс. 228 K 737 K 773 K
(*мін.темп. відноситься до верху шару хмар)
Атмосферні характеристики
Атмосферний тиск	9 321,9 кПа
Вуглекислий газ	96,5 %
Азот	3,5 %
Діоксид сірки	0,015 %
Аргон	0,007 %
Водяна пара	0,002 %
Чадний газ	0,0017 %
Гелій	0,0012 %
Неон	0,0007 %
Карбонілсульфід Хлороводень Фтороводень	сліди

Вене́ра — друга за відстанню від Сонця планета, майже такого ж розміру, як Земля.

Венера — внутрішня планета, і на земному небі не віддаляється від Сонця далі 48°. Венера — третій за яскравістю об'єкт на небі; її блиск поступається лише блиску Сонця та Місяця. Належить до планет, відомих людству з найдавніших часів.

Зміст 1 Планетарні характеристики 2 Атмосфера 3 Дослідження 4 Геологія 5 Поверхня 6 Дивись також

[ред.] Планетарні характеристики

Орбіта Венери ближча до кола, ніж у будь-якої іншої планети Сонячної системи. Її ексцентриситет становить всього лише 0,0068. Іноді Венера підходить до Землі на відстань, меншу 40 млн. км. Венера обертається в зворотному напрямку — зі сходу на захід, а не з заходу на схід, як Земля і більшість інших планет. Період обертання Венери навколо осі щодо зірок, зоряна доба — триває близько 243 земних діб.

Період обертання планети і координати її Північного полюса, отримані в результаті спільної обробки бортових радіолокаційних і доплеровских вимірів «Магеллана» і «Венери-15, −16» для 20 опорних точок поверхні Венери, виявилися наступними: Період обертання Т=243.0183 земної доби. Пряме сходження = 272.57. Відмінювання = 67.14.

Хоча у Венери і Землі близькі розміри, середня густина й навіть внутрішня будова, проте Земля має досить сильне магнітне поле, а Венера — його не має.

За одною із сучасних теорій напруженість дипольного магнітного поля залежить від прецесії полярної осі і вектора кутової швидкості. Саме цей параметр на Венері мізерно малий, але виміри вказують на ще нижчу напруженість, ніж та, яку передбачає теорія.

Проте, магнітне поле, хоча й досить слабке, на Венері є. В іоносфері, у цьому провідному шарі, магнітне поле наводиться міжпланетним магнітним полем і сонячним вітром. Міжпланетне магнітне поле напруженістю близько 10 нТл взаємодіє з іоносферою планети, що рухається в ньому. Оскільки іоносфера — провідник, у ній з'являються електричні струми, які, у свою чергу, збуджують магнітні поля. Щоправда, вони мають локальний характер, орієнтовані випадково. Хоча загального дипольного поля у Венери немає, її іоносфера пронизана хаотичними магнітними полями невеликої напруженості (15-20 нТл). Взаємодія цих полів з плазмою сонячного вітру ще більш ускладнює картину. Тому у Венери немає радіаційних поясів у традиційному їх розумінні.

[ред.] Атмосфера

Про те, що у Венери є атмосфера, стало відомо у 1761 p., відкриття належало М.В.Ломоносову, який спостерігав проходження планети перед диском Сонця. Густина атмосфери Венери в 35 разів більша за Земну. Тиск на поверхні планети складає близько 95 атмосфер! Складається ця атмосфера, в основному, з вуглекислого газу з домішками азоту і кисню. Вуглекислий газ, пропускаючи сонячні промені, дозволяє нагріватися поверхні і не випускає тепло назад у космос, що є причиною парникового ефекту. Через це поверхню Венери сильно розігріто.

Хмарний шар Венери, що ховає від нас її поверхню, розташований на висоті 49-68 км. над поверхнею, за щільністю нагадує легкий туман і складається, в основному, з пари 80% сірчаної кислоти. Хмари Венери рухаються зі сходу на захід за переважаючими на планеті вітрами і роблять повний оберт навколо її осі за 4 дні, а освітленість на поверхні в денний час схожа на земну в сірий похмурий день.

Велика товщина хмарного шару робить його зовсім непрозорим для земного спостерігача, тому вивчення планети ведеться в основному радіолокаційними методами. Американські радіолокаційні дослідження показали, що на поверхні Венери є великі за розмірами, але дрібні кратери. Походження кратерів невідоме, але, оскільки в такій густій атмосфері повинна бути сильна ерозія, за «геологічними» стандартами вони навряд чи можуть бути дуже старими. Причиною виникнення кратерів може бути й вулканізм, тому гіпотезу про те, що на Венері відбуваються вулканічні процеси, поки не можна виключити. Також на Венері знайдено кілька гірських областей. Найбільший гірський район — Іштар, за площею вдвічі перевищує Тибет. У центрі його на висоту 11 км піднімається гігантський вулканічний конус. Склад матеріалу поверхні Венери, визначений у декількох місцях посадки, виявився близьким до складу земних базальтів. Та розподіл висот поверхні на планеті, що побічно говорить про характер її геологічної будови, на Венері і на Землі виявився різним. Hа Землі цей розподіл бімодальний — є два максимуми поширеності, що відбивають розподіл поверхні нашої планети на виступи материків і океанічні басейни. А на Венері розподіл висот одномодальний.

[ред.] Дослідження

Вже 1610 р. Галілей за допомогою телескопічних спостережень вивчав зміну фаз у Венери, тобто зміну її видимої форми від диска до вузького серпа.

Перші відомості про поверхню планети були отримані із Землі в 30-х роках XX ст. за допомогою новітнього винаходу — радіотелескопів. На початку XX ст. радіотелескопічні спостереження, інфрачервоні й ультрафіолетові методи дослідження Венери не давали повної картини рельєфу планети, а також інформації про її природу. Імовірно, на поверхні Венери переважали бурі, пекельна спека й отруйні хмари, але ці гіпотези не були достовірними. Але з початком нової ери в астрономії — винаходом космічних апаратів — почав надходити величезний обсяг інформації про природу Венери. Запуск перших штучних супутників Землі, а потім відправка перших АМС дозволили вивчати Венеру з ближчих відстаней.

12 лютого 1961 р. радянськими вченими була запущена перша автоматична станція «Венера-1», яка через три місяці пройшла на відстані близько 100 тис. км від Венери і вийшла на орбіту супутника Сонця. Радіозв'язок з цією станцією припинився через вихід із ладу бортової апаратури на відстані від Землі більше 3 млн км. У грудні 1962 р. американці послали в космос зонд «Маринер-2», що пройшов від Венери на відстані 35 тис. км. Встановлена на його борту апаратура (радіометр, магнітометр і т. ін.) показала, що магнітне поле планети невелике: магнітний момент Венери не перевищує 5—10% магнітного поля Землі. Також з'ясувалося, що радіовипромінювання формується в нижній частині атмосфери Венери, а не в іоносфері, як вважалося раніше.

Починаючи з 1965 р. на Венеру була послана ціла серія космічних станцій «Венера», які «крок за кроком» наближалися до поверхні планети, і 1967 р. «Венера-4» здійснила спуск апарата, що відокремився перед входом автоматичної станції в атмосферу. Вперше в історії людства був проведений сеанс радіозв'язку, що тривав 93 хвилини. Був зроблений хімічний аналіз складу атмосфери, на різних рівнях, виміряно її густину, тиск і температуру. У результаті досліджень було встановлено, що вуглекислий газ є основним компонентом атмосфери, визначено ряд інших компонентів, була виміряна воднева корона Венери, отримано підтвердження про високий тиск і температуру в атмосфері планети. Цікаво й те, що через день після посадки «Венери-4» на відстані 4 тис. км від поверхні планети пролетів американський «Маринер-2», завданням якого було вимірювання водневої корони й дослідження проходження радіосигналу крізь атмосферу й іоносферу. Шляхом вимірювань обома космічними апаратами було встановлене існування менш щільної, ніж земна, водневої корони у Венери. Для верхніх областей Венери виявилено низку характерних особливостей, що визначаються фотохімією вуглекислого газу (СO₂) з можливою участю в комплексі реакцій води та галогенів, в умовах атомних і молекулярних взаємодій і взаємодії із сонячним вітром.

З 1969 р. в атмосферу Венери був запущений ще ряд космічних станцій серії «Венера». Радянські вчені зробили корпуси апаратів міцнішими, і це дозволило апарату спочатку опуститися на рівень 19 км від поверхні планети, а потім і приземлитися на саму поверхню, де він пробув протягом 53 хвилин. Умови виявилися незвичайно суворими: тиск сягав 90 атмосфер, температура до 500°С, хмарний покрив, який огортає планету, виявився перенасиченим вуглекислим газом.

1972 р. була створена автоматична міжпланетна станція «Венера-8» нового покоління. Перед АМС стояло завдання провести нове й ширше коло дослідження атмосфери й поверхні Венери. Крім вимірювань атмосферного тиску, густини й температури були виміряні освітленість і вертикальна структура аерозольного середовища, у тому числі й шару хмар, визначені швидкості вітру на різних висотах в атмосфері за допплерівським зсувом частоти радіопередавача, проведено гамма-спектроскопію поверхневих порід. Фотометричні вимірювання показали, що хмарний шар простягається до висот близько 40 км, були оцінені його оптична товщина й прозорість. Освітленість на поверхні денної сторони Венери виявилася достатньою для зйомки зображення місця посадки. Вперше отримано висотний профіль швидкості вітру, що характеризується зростанням швидкості від 0,5 м/с біля поверхні до 100 м/с біля верхньої межі хмар. За вмістом природних радіоактивних елементів (уран, торій, калій) поверхневі породи на Венері займають проміжне положення між базальтами й гранітами.

У лютому 1974 року на відстані 6 тис. км від Венери пройшов американський пролітний зонд «Маринер-10», оснащений телевізійною камерою, ультрафіолетовим спектрометром й інфрачервоним радіометром. Отримані телевізійні зображення хмарного шару використовувалися для дослідження динаміки атмосфери. За допомогою ультрафіолетового спектрометра була виміряна кількість гелію в атмосфері.

1975 рік став новим етапом у наукових космічних дослідженнях. Уперше станції нового покоління «Венера-9» і «Венера-10» стали штучними супутниками Венери, на які зі спускних апаратів передавалася, а потім ретранслювалася на Землю інформація. Уперше з планети були передані панорамні телевізійні зображення, виміряні густина, тиск, температура атмосфери, кількість водяної пари, проведені нефелометричні вимірювання часток хмар, вимірювання освітленості в різних ділянках спектра. Для вимірювань характеристик грунту крім гамма-спектрометра використовувався радіаційний вимірювач густини. Штучні супутники дозволили одержати телевізійні зображення хмарного шару, вивчити розподіл температури за верхньою межею хмар, спектри нічного світіння планети, провести дослідження водневої корони, багаторазове радіопросвічування атмосфери й іоносфери, вимірювання магнітних полів і навколопланетної плазми. Великий інтерес викликали грози й блискавки, що відбуваються в шарі хмар. Дані оптичних вимірювань показали, що енергетичні характеристики венеріанських блискавок у 25 разів переважають параметри земних блискавок.

1978 р. за допомогою АМС «Венера-11» і «Венера-12» досліджували хімічний склад нижньої атмосфери планети методами мас-спектрометрії, газової хроматографії, оптичної й рентгенівської спектроскопії. Була виміряна кількість азоту, оксиду вуглецю, двоокису сірки, водяної пари, сірки, аргону, неону і визначені ізотопні відношення аргону, неону, кисню, вуглецю, виявлені хлор і сірка в частинках хмар, отримані детальні дані щодо поглинання сонячного випромінювання на різних висотах в атмосфері, необхідні для вивчення теплового режиму. Були зареєстровані імпульси електромагнітного випромінювання, що вказують на існування електричних зарядів в атмосфері на зразок земних блискавок. У складі верхньої атмосфери було виявлено вуглекислий газ (96% за обсягом), азот (4%), оксид вуглецю, двоокис сірки, кисню практично не виявилося, вміст водяної пари коливався від 0,1—0,4% під шарами хмар до 15—30% вище за них. Наземними спектроскопічними дослідженнями знайдені також молекули хлороводню (НСl). Температура атмосфери біля поверхні планети (на рівні, що відповідає радіусу 6052 км) склала 735°К, тиск 9 МПа, густина газу виявилася в 60 разів більшою, ніж у земній атмосфері.

Одночасно з радянськими АМС проходила робота американського проекту «Піонер-Венера», що складався зі супутника та чотирьох атмосферних зондів. На поверхню Венери в чотирьох різних точках здійснили посадку один великий і три малі зонди (великий і один малий на денний бік, 2 інші малі — на нічну поверхню). Завданням експерименту було дослідження структури, хімічного складу, оптичних властивостей і теплового режиму атмосфери, властивостей хмар. Були також проведені вимірювання нейтрального й іонного складу верхньої атмосфери, плазмові й магнітні вимірювання, досліджений рельєф значної частини планети. 1982 року за допомогою АМС «Венера-13» і «Венера-14» були вперше отримані кольорові панорами поверхні планети. Спускні апарати провели буріння грунту (за температури 470°С і тиску близько 93 атм.). Розпечений грунт, добутий буровою установкою, транспортувався складною системою трубопроводів усередину міцного корпуса спускного апарата, де був проведений його хімічний аналіз. Аналіз дозволив визначити вміст у грунті оксидів магнію, алюмінію, силіцію, феруму, калію, кальцію, титану й магнію. Уперше виміряно електропровідність і механічну міцність грунту, а також був виконаний найпростіший сейсмічний експеримент. До програми атмосферних вимірювань входило вимірювання вмісту інертних газів — аргону, неону, криптону, ксенону — і більшості їхніх ізотопів, що дозволило б зрозуміти процес формування атмосфери Венери.

1983 року за допомогою АМС «Венера-15» і «Венера-16» були вперше отримані радіолокаційні зображення північної приполярної області Венери. На зображеннях добре видно кратери, пасма, височини, великі розлами, гірські хребти. 1984 року з інтервалом у 6 діб в СРСР були запущені однакові АМС «Вега-1» і «Вега-2», обладнані спускними апаратами. Метою запуску було вивчення комети Галлея пролітними апаратами з відстані близько 10 тис. км. 1985 року вперше в атмосфері Венери наповнили гелієм оболонки аеростатні зонди (діаметром 3,4 м) . Програма АМС серії «Вега» дозволила вперше здійснити унікальний експеримент щодо прямого вимірювання швидкості вітру верхівки венеріанського хмарного покриву.

[ред.] Геологія

З аналізу зображень визначилися основні риси геології планети. Було встановлено, що в зоні зйомки найбільш поширені рівнини декількох типів, утворені нашаруваннями вулканічних лав. Морфологія лавових потоків у сполученні з результатами визначення хімічного складу в місцях посадки космічних апаратів серії «Венера» — «Вега» свідчать про те, що це — базальтові лави, широко розповсюджені на Землі, Місяці, і, мабуть, на Меркурії й Марсі. У межах цих рівнин спостерігаються специфічні кільцеві вулканотектонічні структури поперечником у сотні кілометрів, що одержали назву «вінців». Серед рівнин знаходяться «острови» і «континенти» сильно пересіченої місцевості, не типової для інших планет. Структурний малюнок такої поверхні, зумовлений перетинаннями численних тектонічних розламів, нагадує вид черепичної покрівлі, а тому місцевість цього типу одержала назву «тессера», що грецькою означає «черепиця».

Аналіз даних «Венери-15,16» привів до висновку про те, що в межах зони зйомки немає ознак «тектоніки плит» — типової для Землі глобальної організації геологічної активності, для якої характерний поділ верхньої твердої оболонки — літосфери — на кілька великих плит, що пересуваються горизонтально одна щодо іншої. Головною рушійною силою вулканічних тектонічних процесів на Венері, за результатами аналізу даних «Венери-15,16», є вертикальні, висхідні й спадні, пересування речовини надр планети за рахунок теплових неоднорідностей — так званих «гарячих плям». Гарячі плями істотні й у геології Землі, але роль їх усе-таки другорядна.

Результати зйомки «Венери-15,16» привели до відкриття ключових елементів геології Венери. Вперше в цій області на зміну здогадам прийшло тверде знання.

Було встановлено, що ендогенні геологічні процеси — базальтовий вулканізм і розломна тектоніка — панують над екзогенними процесами. Hе виявлено ніяких наслідків діяльності рідкої води на планеті. Це обставина й деякі особливості розподілу ударних кратерів за розміром показали, що умови, близькі до сучасних, були на Венері протягом усього простеженого в глиб часу проміжку геологічної історії планети.

[ред.] Поверхня

Цю статтю необхідно відформатувати, використовуючи мову розмітки Вікі. Ви можете допомогти проекту, зробивши це!

У зоні зйомки «Венери-15, −16» було виявлено близько 150 ударних кратерів діаметром від 8 до 140 км. Знаючи, хоча і дуже приблизно, частоту зіткнень з Венерою астероїдів і комет, по кількості кратерів на одиниці площі поверхні можна було, теж дуже приблизно, оцінити середній вік геологічних утворень у зоні зйомки. Він був визначений у 0.5-1 млрд. років. Це відрізняє Венеру від Землі, де 2/3 твердої поверхні займає дно океанів з віком осаду на базальтових підстилках, молодшим за 100—200 млн. років. Великий вік поверхні говорить про дуже низьку інтенсивність змін різних форм рельєфу вітровою чи акумуляційною ерозією, хімічним вивітрюванням й іншими поверхневими факторами.

І рівнини, і тесери розсікаються протяжними (тисячі кілометрів), складно побудованими жолобами, утвореними роями тектонічних розламів. По топографії і морфології вони схожі на так називані рифтові зони Землі і, видно, мають ту ж природу.

Hа поверхні рівнин планети в ряді місць, зафіксованих на знімках «Магеллана» виявлені загадкові «русла» довжиною від сотень до декількох тисяч кілометрів і шириною від 2-3 до 10-15 км. Вони мають типові ознаки долин, прорізаних плином якоїсь рідини, — меандровидні звивини, розбіжність і сходження окремих «проток», а іноді — щось схоже на дельти. На початку самого довгого русла, названого долиною Балтис, довжиною близько 7000 км при дуже помірній (2-3 км) ширині знаходиться вулкан поперечником близько 100 км. Морфологія його — типова для базальтових вулканів.

Залишається загадкою, яка рідина прорізала ці русла. Простіше всего було б вважати, що вони — результат термічної ерозії поточним потоком базальтової лави. Але розрахунки показують, що у потоку базальтової лави не вистачить запасу тепла на шлях довжиною 7000 км. Імовірніше всього це, наприклад, сильно перегріті коматитові чи лави ще більш екзотичні рідини на зразок розплавленої сірки чи карбонатів розплавленої сірки.

Відкриті в ході зйомки «Венери-15, −16» кільцеві структури вінців на знімках «Магеллана» визначили істотні деталі їхньої будови. Кільцеве обрамлення цих структур, звичайно поперечником від 150 до 1000 км, складалося із систем густої чи розрідженої тріщинуватості широких чи вузьких гряд із загальним концентричним чи радіально-концентричним малюнком. Частина цих структурних елементів молодша за вік навколишніх рівнин, частина — древніша, що говорить про багатоактний характер утворення вінців. Явні аналоги вінців Венери на інших планетних тілах земної групи не відомі. Hа знятих «Магелланом» 98 % поверхні планети удалося знайти близько 930 ударних кратерів діаметром від 2 до 280 км. Hа його знімках удалося побачити деякі несподівані сторони процесу утворення ударних кратерів в умовах Венери.

Виявилося що в багатьох кратерів частина викидів веде себе як плинна субстанція, утворює спрямовані звичайно в одну сторону від кратера великі потоки довжиною в десятки кілометрів, а іноді й більше. Неясно, що це тече — перегрітий ударом базальт чи розплав суспензії тонкообломочної твердої речовини і крапельок розплаву, зважених в густому (65 кг/м³) газі приповерхневої атмосфери.

Важливою властивістю популяції венеріанських ударних кратерів є характер їхнього розподілу по поверхні, нічим не відмінний від випадкового, а також те, що значна більшість кратерів явно не затоплена лавами з навколишніх рівнин, не порушена околишніми тектонічними деформаціями, а виглядає накладеною як на рівнини, так і на тесери. Це може означати, що велика частина спостережуваних вулканічних і тектонічних рельєфів поверхні Венери сформувалася до початку нагромадження кратерної популяції, за порівняно короткий проміжок часу, який віддалений від нинішнього дня на 300—500 млн. років. Але одночасно це значить, що вулканічні і тектонічні утворення, на які накладені кратери, сформувалися дуже швидко. Час утворення повинен бути набагато меншим за 300—500 млн. років, тому що в протилежному випадку кількість кратерів на древніших і молодших ділянках помітно розрізнялася б і розподіл їхній по площі не був би випадковим.

[ред.] Дивись також

• Гірські породи Венери

Сонячна система  п • о • р
Зірка: Сонце • Геліосфера Геліооболонка Геліопауза	Планети ☾ = супутник(-и) ∅ = кільце (-я)		Меркурій	Венера	Земля ☾	Марс ☾
			Юпітер ☾ ∅	Сатурн ☾ ∅	Уран ☾ ∅	Нептун ☾ ∅
	Карликові планети		Церера	Плутон ☾	Хаумеа ☾	Макемаке
			Ерида☾
	Малі тіла Сонячної системи	Астероїди (малі планети)	Групи і родини: Вулканоїди · Навколоземні астероїди · Пояс астероїдів Троянські астероїди · Кентаври · Троянці Нептуна · Супутники астероїдів · Метеороїди
			Дивись також список астероїдів, значення імен астероїдів.
		Транс- нептунові об'єкти	Пояс Койпера — Плутино: Орк · Іксіон — К'юбівано: 2002 UX25 · Варуна · 1992 QB1 · 2002 TX300 · Хаумеа · Кваоар · 2002 AW197
			Розсіяний диск: 2002 TC302 · 2004 XR190 · Седна
Комети		Списки періодичних и неперіодичних комет · Дамоклоїди · Хмара Оорта
Дивіться також астрономічні об'єкти, список об'єктів Сонячної системи і Портал:Астрономія