Венера

Венера

Венера — вторая планета Солнечной системы, очень близкая по размеру и другим физическим характеристикам к Земле. Шестая по размеру планета Солнечной системы, наряду с Меркурием, Землёй и Марсом принадлежащая к семейству планет земной группы. Из всех планет Солнечной системы Венера имеет наименьший эксцентриситет орбиты, равный 0,7 % (её орбита почти идеально круглая). Она делает один оборот вокруг Солнца за 224,7 земных дня. Венера не имеет естественных спутников. Венера имеет плотную атмосферу, состоящую более чем на 96 % из углекислого газа. Является самой горячей планетой Солнечной системы, средняя температура на её поверхности составляет 462 °C. Среднее расстояние Венеры от Солнца — 108 млн км (0,723 а. е.).

Поскольку Венера ближе к Солнцу, чем Земля, она всегда наблюдается вблизи него. На Земле её можно наблюдать только непосредственно перед восходом солнца и после захода солнца. Обычно это самое яркое небесное тело после Луны и Солнца. По размерам Венера довольно близка к Земле. Радиус планеты равен 6051,8 км (95 % земного), масса — 4,87⋅10²⁴ кг (81,5 % земной), средняя плотность — 5,24 г/см³. Ускорение свободного падения равно 8,87 м/с².

Венера была известна древним вавилонянам (ок. 1600 г. до н. э.) и, вероятно, была известна в доисторические времена из-за её высокой яркости. Её символ — стилизованное зеркальное отражение богини Венеры: круг с маленьким крестом внизу (♀).

Физические характеристики

Венера имеет медленное ретроградное вращение — по часовой стрелке. Это означает, что он вращается с востока на запад, а не с запада на восток, как и большинство других больших планет Солнечной системы. Доподлинно неизвестно, почему Венера вращается по часовой стрелке.

Почти 90 % поверхности Венеры состоит из сравнительно недавно (в геологическом смысле) остывшей базальтовой лавы и очень небольшого количества метеоритных кратеров. Предполагается, что причиной тому являются интенсивные извержения вулканов, практически полностью изменившие поверхность планеты. Внутренняя часть планеты, скорее всего, очень похожа на земную: железное ядро ​​радиусом около 3000 км, окруженное полурасплавленной каменистой мантией, занимающей большую часть объёма Венеры. Результаты гравиметрических измерений, проведенных зондом «Магеллан», посетившим планету в 1994 году, показывают, что толщина коры Венеры больше, чем предполагали специалисты. Согласно одной теории, Венера не имеет активной тектоники, подобной Земле, вместо этого её поверхность периодически затапливается лавой в результате массовых извержений вулканов. Было обнаружено, что возраст самых старых участков поверхности составляет всего около 800 миллионов лет (менее 1/5 возраста планеты), остальная поверхность значительно моложе (но по большей части не менее 100 миллионов лет). Недавние исследования также показывают, что в изолированных районах Венеры все ещё существует вулканическая активность.

Было обнаружено, что внутреннее магнитное поле Венеры слабое по сравнению с другими планетами Солнечной системы. Этот факт можно объяснить медленным вращением планеты, что делает невозможным циркуляцию жидкого железа в её ядре. В результате солнечный ветер воздействует непосредственно на верхние слои атмосферы. Ученые считают, что когда-то на Венере было столько же воды, сколько на Земле, но солнечный ветер медленно разлагал молекулы воды на составные элементы (водород и кислород). Силы тяжести Венеры было недостаточно, чтобы удержать лёгкий изотоп водорода, и впоследствии он рассеялся в межпланетное пространство. С другой стороны, более тяжелый дейтерий более успешно удерживается гравитацией Венеры. Доказательством этого является его повышенная концентрация в верхних слоях атмосферы. Молекулярный кислород, с другой стороны, вступил в реакцию с элементами на поверхности планеты. Из-за нехватки воды камни на Венере намного твёрже, чем на Земле, что делает возможными более крутые скалы и более высокие горы.

Атмосфера и магнитосфера

Атмосфера Венеры состоит в основном из углекислого газа и небольшого количества азота. Давление на поверхности планеты огромно — в 90 раз выше, чем на уровне поверхности Земли, или эквивалентно давлению в земных океанах на глубине около 1 км. Атмосфера, богатая углекислым газом, вызывает сильный парниковый эффект и повышает температуру поверхности более чем на 460 °C по сравнению с тем значением, которое было бы, если бы у Венеры не было атмосферы.

В низких экваториальных районах температура поверхности достигает 500 °С. Из-за этого факта поверхность Венеры, взятая в целом, является самой горячей из всех планет Солнечной системы, несмотря на то, что Венера находится почти в два раза дальше от Солнца, чем Меркурий, и поэтому получает только 25 % солнечной энергии, относительной той которую получает Меркурий (2613,9 Вт/м² в верхних слоях атмосферы и всего 1071,1 Вт/м² на поверхности).

Из-за конвекции и тепловой инерции плотной атмосферы на Венере температура существенно не изменяется между дневной и ночной сторонами планеты. Ветры в верхних слоях атмосферы облетают планету всего за 4 дня, помогая распределять солнечное тепло. Солнечной энергии на поверхности планеты намного меньше, чем в верхних слоях атмосферы, и из-за её плотного облачного покрова, который отражает большую часть энергии обратно в космос. Без наличия парникового эффекта температура Венеры была бы очень близка к температуре поверхности Земли. Высокие облака Венеры состоят в основном из капель диоксида серы и серной кислоты, которые делают поверхность планеты невидимой в оптическом диапазоне. Температура верхних слоев атмосферы около −45 °С. Средняя температура Венеры, составляет 464 °C. Минимальная температура поверхности не менее 400 °C.

Собственное магнитное поле Венеры очень слабое. Причина этого ещё не установлена, но, вероятно, связана с медленным вращением Венеры или отсутствием конвекции в её мантии. В результате Венера имеет только индуцированную магнитосферу, сформированную ионизированными частицами солнечного ветра. Этот процесс можно описать как силовые линии, обтекающие препятствие (в данном случае Венеру).

История изучения

Венера — самое яркое небесное светило утреннего и вечернего неба (исключая Солнце и Луну) и известна с доисторических времен. Один из старейших сохранившихся астрономических документов из вавилонской библиотеки Ашшурбанипала от 1600 г. до н. э. представляет собой запись небесных явлений Венеры (которую ранние вавилоняне называли Ниндараной). В ранний период Древней Греции утреннее и вечернее явления Венеры считались двумя разными светилами. Древние греки называли утреннее явление Венеры Фосфор (Φώσφορος), а вечернее явление Геспер (Ἓσπερος). Предполагается, что Пифагор первым установил, что это один и тот же объект.

Поскольку орбита Венеры ближе к Солнцу, чем к Земле, Венера проходит фазы так же, как Луна. Первым, кто наблюдал фазы Венеры, был Галилео Галилей в декабре 1610 года с помощью самодельного телескопа. Это наблюдение подтверждает гелиоцентрическую систему организации Солнечной системы, предложенную Николаем Коперником. Галилей также заметил изменения видимого диаметра Венеры в зависимости от её фаз.

Венера наиболее яркая, когда видно примерно 25 % её диска, или за 37 дней до и после её наибольшего сближения с Землей. Наибольшее её удлинение наблюдается за 70 дней до и после наибольшего сближения — видна половина диска Венеры. В период между максимальной элонгацией и максимальной яркостью Венеру можно наблюдать невооруженным глазом в течение дня.

Так как Венера расположена ближе к Солнцу, чем Земля, с Земли можно наблюдать прохождение Венеры по диску Солнца. При этом планета предстаёт в виде маленького чёрного диска на фоне огромного светила. Впервые такое явление 4 декабря 1639 года наблюдали английские астрономы Иеремия Хоррокс и Уильям Крабтри. В 1761 году Михаил Ломоносов наблюдал прохождение Венеры, из чего сделал вывод, что планета имеет атмосферу. В XIX веке параллаксные наблюдения за прохождением Венеры, сделанные одновременно в разных точках земной поверхности, позволили впервые точно определить расстояние от Земли до Солнца (астрономическая единица), и, таким образом, и размеры всей Солнечной системы.

Скорость вращения Венеры вокруг своей оси была впервые измерена в 1961 году с помощью радиолокационных волн, отраженных от поверхности Венеры обратно на Землю. Для этого использовались 26-метровый радиотелескоп в Голдстоуне, Калифорния, радиообсерватория Джодрелл-Бэнк в Великобритании и советская обсерватория в Евпатории.

Во второй половине XX века были проведены многочисленные беспилотные миссии к Венере. Некоторые из них совершили мягкую посадку на поверхность планеты. Однако миссий по возвращению материала с поверхности Венеры на Землю не проводилось. Первым космическим аппаратом запущенным к Венере, была советская «Венера-1», запущенная 12 февраля 1961 года, однако миссия не увенчалась успехом. Первую по-настоящему успешную миссию к Венере осуществил американский космический корабль «Маринер-2» (на базе лунного зонда «Рейнджер»), посетивший орбиту планеты в 1962 году. В ходе миссии было обнаружено отсутствие магнитного поля Венеры и измерено её микроволновое излучение.

1 марта 1966 года советский зонд «Венера-3» потерпел крушение на поверхности Венеры, став первым объектом, достигшим поверхности другой планеты. 22 октября 1975 года, советская межпланетная автоматическая станция «Венера-9» спустила на поверхность планеты первый в истории спускаемый аппаратом, связь с которым удалось поддерживалась 53 минуты. Были получены первые в мире панорамные изображения, переданные с поверхности другой планеты. Впервые были проведены измерения скорости ветра на поверхности планеты.

Наиболее интенсивно планета изучалась советскими и американскими космическими зондами в 1970-х — начале 1980-х годов, именно в эти годы были сделаны основные открытия связанные с планетой. Изучение планет продолжается.

Примечания

Данная статья имеет статус «готовой». Это не говорит о качестве статьи, однако в ней уже в достаточной степени раскрыта основная тема. Если вы хотите улучшить статью — правьте смело!