Вене́ра, народныя назвы Вечарні́ца, Мілаві́цаБолсун А. І., Рапановіч Я. Н. Слоўнік фізічных і астранамічных тэрмінаў. Мн., 1979., ЗарніцаНародная астрономия белорусско-литовского пограничья — другая ўнутраная планета Сонечнай сістэмы з перыядам абароту 224,7 зямных сутак. Названая імем Венеры, багіні кахання з рымскага пантэона. Гэта адзіная з васьмі асноўных планет Сонечнай сістэмы, якая атрымала назву ў гонар жаночага боства.
Венера — трэці паводле яркасці аб’ект на небе Зямлі пасля Сонца і Месяца і дасягае бачнай зорнай велічыні −4,6. Паколькі Венера бліжэйшая да Сонца, чым Зямля, яна ніколі не аддаляецца ад Сонца больш чым на 47,8° (для зямнога назіральніка). Лепш за ўсё яна відаць незадоўга да ўзыходу або праз пэўны час пасля заходу Сонца, што дало падставу называць яе таксама Вячэрняя зорка ці Ранішняя зорка.
Венера класіфікуецца як землепадобная планета, і часам яе называюць «сястрой Зямлі», таму што абедзве планеты падобныя памерамі, сілай цяжару і складам. Аднак умовы на гэтых планетах вельмі адрозніваюцца. Паверхню Венеры хаваюць надзвычай густыя аблокі сернай кіслаты з высокай адбівальнай здольнасцю, што перашкаджае ўбачыць яе паверхню ў бачным святле (але яе атмасфера празрыстая для радыёхваляў, з дапамогай якіх пасля і быў даследаваны рэльеф планеты). Спрэчкі пра тое, што знаходзіцца пад густой воблачнасцю Венеры, працягваліся да дваццатага стагоддзя, пакуль многія з таямніц Венеры не былі прыадкрытыя планетолагамі. У Венеры найшчыльнейшая сярод вядомых землепадобных планет атмасфера, якая складаецца галоўным чынам з вуглякіслага газу. Гэта тлумачыцца тым, што на Венеры няма кругаабароту вугляроду і жыцця, якое магло б перапрацоўваць яго ў біямасу.
У глыбокай старажытнасці Венера, як мяркуюць, настолькі разагрэлася, што падобныя да зямных акіяны, якія, як лічыцца, на ёй былі, цалкам выпарыліся, пакінуўшы пасля сябе пустэльны пейзаж з мноствам плітападобных скал. Адна з гіпотэзаў мяркуе, што праз слабасць магнітнага поля вадзяная пара (расшчэпленая сонечным выпраменьваннем на элементы) была вынесена сонечным ветрам у міжпланетную прастору. Устаноўлена, што атмасфера планеты і цяпер губляе вадарод і кісларод у суадносінах 2:1.
Атмасферны ціск на паверхні Венеры ў 92 разы большы, чым на Зямлі. Дэталёвае картаграфаванне паверхні планеты праводзілася на працягу апошніх 22 гадоў, у прыватнасці праектам «Магелан». Паверхня Венеры носіць выразныя прыкметы вулканічнай дзейнасці, а атмасфера змяшчае шмат серы. Некаторыя эксперты мяркуюць, што вулканічная дзейнасць на Венеры працягваецца і цяпер. Аднак відавочных доказаў гэтаму не было знойдзена, таму што пакуль ні на воднай з вулканічных западзін — кальдэр — не было заўважана лававых патокаў. Вельмі малая колькасць ударных кратараў сведчыць пра тое, што паверхня Венеры адносна маладая: ёй прыблізна 500 мільёнаў гадоў. Ніякіх сведчанняў тэктанічнага руху пліт на Венеры не выяўлена, магчыма таму, што яе літасфера цераз адсутнасць вады занадта вязкая і, такім чынам, недастаткова рухомая. Мяркуюць таксама, што Венера паступова губляе ўнутраную высокую тэмпературу.
Асноўныя звесткі
Сярэдняя адлегласць Венеры ад Сонца — 108 млн км (0,723 а. а.). Адлегласць ад Венеры да Зямлі змяняецца ў межах ад 40 да 259 млн кмВенера, всё о космосе. Яе арбіта вельмі блізкая да кругавой — эксцэнтрысітэт складае ўсяго 0,0068. Перыяд абароту вакол Сонца роўны 224,7 зямных сутак; сярэдняя арбітальная хуткасць — 35 км/с. Нахіл арбіты да плоскасці экліптыкі роўны 3,4°.
Венера верціцца вакол сваёй восі, якая адхілена на 2° ад перпендыкуляра да плоскасці арбіты, з усходу на захад, гэта значыць у кірунку, які процілеглы кірунку вярчэння большасці планет. Адзін абарот вакол восі займае 243,02 зямных сутак. Камбінацыя гэтых рухаў дае велічыню сонечных сутак на планеце 116,8 зямных сутак. Цікава, што адзін абарот вакол сваёй восі ў адносінах да Зямлі Венера здзяйсняе за 146 сутак, а сінадычны перыяд складае 584 сутак, гэта значыць роўна ў чатыры разы даўжэй. У выніку, у кожным ніжнім злучэнні Венера павернута да Зямлі адным і тым жа бокам. Пакуль невядома, ці з’яўляецца гэта супадзеннем, ці тут дзейнічае гравітацыйнае прыцягненне Зямлі і Венеры.
Па памерах Венера даволі блізкая да Зямлі. Радыус планеты роўны 6051,8 км (95 % зямнога), маса — 4,87кг (81,5 % зямной), сярэдняя шчыльнасць — 5,24 г/см³. Паскарэнне свабоднага падзення роўнае , другая касмічная хуткасць — .
Атмасфера
Атмасферу на Венеры адкрыў рускі навуковец М. В. Ламаносаў 6 чэрвеня 1761 года (па новым стылі).
Атмасфера Венеры складаецца ў асноўным з вуглякіслага газу (96 %) і азоту (амаль 4 %). Вадзяны пар і кісларод утрымліваюцца ў ёй у вельмі малых колькасцях (0,02 % і 0,1 %). Венерыянская атмасфера ўтрымлівае ў 105 разоў больш газу, чым зямнаяСтроение планеты — Астрономия и Космос. Ціск каля паверхні дасягае 93 атм, тэмпература — 750 К (475 °C). Гэта перавышае тэмпературу паверхні Меркурыя, які знаходзіцца ўдвая бліжэй да Сонца. Прычынай такой высокай тэмпературы на Венеры з’яўляецца парніковы эфект, які ствараецца шчыльнай вуглекіслотнай атмасферай.
Шчыльнасць атмасферы Венеры каля паверхні ўсяго толькі ў 14 разоў меншая за шчыльнасць вады. Нягледзячы на павольнае вярчэнне планеты, перападу тэмператур паміж дзённым і начным бокам планеты не назіраецца — настолькі вялікая цеплавая інерцыя атмасферы.
Атмасфера Венеры распасціраецца да вышыні 250 км .
Хмарны покрыў размешчаны на вышыні і складаецца з некалькіх слаёў. Хімічны склад аблокаў не вызначаны. Мяркуецца, што ў іх могуць прысутнічаць кропелькі канцэнтраванай сернай кіслаты, злучэнні серы і хлору. Вымярэнні, праведзеныя з борта касмічных апаратаў, якія спускаліся ў атмасферу Венеры, паказалі, што хмарны покрыў не вельмі шчыльны, і, хутчэй за ўсё, нагадвае лёгкую смугу.
Падчас пралёта «Galileo» каля Венеры была праведзена здымка інфрачырвоным спектрометрам NIMS, і нечакана высветлілася, што на хвалях даўжынёй 1,02, 1,1 і 1,18 мкм сігнал карэлюе з тапаграфіяй паверхні, гэта значыць для адпаведных частот існуюць «вокны», праз якія відаць паверхню Венеры.
У ультрафіялетавым святле хмарны покрыў выглядае як мазаіка светлых і цёмных палос, выцягнутых пад невялікім вуглом да экватара. Іх назіранні паказваюць, што хмарны покрыў круціцца з усходу на захад з перыядам 4 сутак. Гэта азначае, што на ўзроўні хмарнага покрыва дзьмуць вятры з хуткасцю .
Аб нявырашаных праблемах, звязаных з атмасферай планеты, выказаўся супрацоўнік Інстытута даследаванняў Сонечнай сістэмы Таварыства Макса Планка (ФРГ) Дзмітрый Цітоў:
Практычна ўся яе атмасфера ўцягнутая ў адзін гіганцкі ураган: яна верціцца вакол планеты з хуткасцю, якая дасягае 120—140 метраў у секунду каля верхняй мяжы аблокаў. Мы пакуль цалкам не разумеем, як гэта адбываецца, і што падтрымлівае гэта звышмагутны рух. Яшчэ адзін прыклад: вядома, што асноўны серазмяшчальны газ на Венеры — гэта двухвокіс серы. Але калі мы пачынаем мадэляваць хімію атмасферы на камп’ютары, то высвятляецца, што двухвокіс серы павінен быць «з’едзены» паверхняй на працягу геалагічна кароткага часу. Гэты газ павінен знікнуць, калі няма нейкага пастаяннага падсілкоўвання. Яго прыпісваюць, як правіла, вулканічнай актыўнасці.
У венерыянскай атмасферы маланкі б’юць у два разы часцей, чым у зямной. Гэта з’ява атрымала назву «электрычны цмок Венеры». Прырода такой электрычнай актыўнасці пакуль невядомая. Упершыню гэты феномен быў зафіксаваны апаратам «Венера-2». Прычым выявілі яго як перашкоды ў радыёперадачы.
Па звестках савецкага апарата «Венера-8», асветленасць каля паверхні планеты пры вышыні Сонца 5,5° над гарызонтам складае 350±150 люкс, г. зн. толькі нязначная частка сонечнага выпраменьвання дасягае паверхні планеты. Пры знаходжанні Сонца ў зеніце асветленасць складае ўжо 1000-3000 люкс. На Венеры ніколі не бывае ясных дзён50 интересных фактов из астрономии.
Паводле дадзеных апарата «Венера-экспрэс» у атмасферы Венеры быў знойдзены азонавы слойУ Венеры нашли озоновый слойVenus has an ozone layer. Ён змешчаны нашмат вышэй зямнога — на вышыні каля 100 км — і змяшчае ў сотні разоў менш азону. Мяркуецца, што азонавы слой на Венеры утвараецца пад уплывам сонечнага выпраменьвання з вуглякіслага газу. Навукоўцы падкрэсліваюць, што канцэнтрацыя азону ў атмасферы Венеры характэрная для неарганічнага сцэнарыя ўтварэння.
Клімат
Разлікі паказваюць, што пры адсутнасці атмасферы максімальная тэмпература паверхні Венеры не была б больш 80 °C. У рэчаіснасці ж тэмпература на паверхні Венеры (на ўзроўні сярэдняга радыуса планеты) — каля 750 К (477 °C), прычым яе сутачныя ваганні нязначныя. Ціск — каля 93 атм, шчыльнасць газу амаль на два парадкі вышэйшая, чым у атмасферы Зямлі. Гэтыя факты расчаравалі многіх даследчыкаў, якія лічылі, што на гэтай, так падобнай на нашу, планеце ўмовы блізкія да тых, што былі на Зямлі ў каменнавугальны перыяд, і таму там можа існаваць падобная біясфера. Першыя вызначэнні тэмпературы, здавалася, маглі апраўдаць такія надзеі, але ўдакладненні (у прыватнасці, пры дапамозе спускальных апаратаў) паказалі, што з-за парніковага эфекту каля паверхні Венеры выключана ўсякая магчымасць існавання вадкай вады.
Гэты эфект у атмасферы планеты, які прыводзіць да моцнага разагравання паверхні, ствараюць вуглякіслы газ і вадзяны пар, якія інтэнсіўна паглынаюць інфрачырвоныя (цеплавыя) прамяні, што выпускаюцца нагрэтай паверхняй Венеры. Тэмпература і ціск спачатку падаюць з павелічэннем вышыні. Мінімум тэмпературы 150—170 К (−125… −105 °C) адзначаны на вышыні Колледж.ру, а па меры далейшага ўздыму тэмпература расце, дасягаючы на вышыні 310—345 К (35—70 °C)Агентство РИА.
Вецер, вельмі слабы каля паверхні планеты (не больш за ), у раёне экватара на вышыні звыш 50 км узмацняецца да . Назіранні з аўтаматычных касмічных станцый выявілі ў атмасферы навальніцы.
Паверхня і ўнутраная будова
Даследаванне паверхні Венеры стала магчымым з развіццём радыёлакацыйных метадаў. Найбольш падрабязную карту склаў амерыканскі апарат «Магелан», які зняў 98 % паверхні планеты. Картаграфаванне выявіла на Венеры шырокія ўзвышшы. Найбуйнейшыя з іх — Зямля Іштар і Зямля Афрадыты, якія параўнальныя па памерах з зямнымі мацерыкамі. Ударных кратараў на Венеры адносна няшмат. Значная частка паверхні планеты геалагічна маладая (каля 500 млн гадоў). 90 % паверхні планеты пакрыта застылай базальтавай лавай.
У 2009 годзе была апублікавана карта паўднёвага паўшар’я Венеры, складзеная з дапамогай апарата «Венера-экспрэс». На аснове дадзеных гэтай карты ўзніклі гіпотэзы аб наяўнасці ў мінулым на Венеры акіянаў вады і моцнай тэктанічнай актыўнасці.
Прапанавана некалькі мадэлей ўнутранай будовы Венеры. Згодна з найбольш рэалістычнай з іх, на Венеры ёсць тры абалонкі. Першая — кара таўшчынёй прыкладна 16 км. Далей — мантыя, сілікатная абалонка, якая распасціраецца на глыбіню парадку 3300 км да мяжы з жалезным ядром, маса якога складае каля чвэрці ўсёй масы планеты. Паколькі ўласнае магнітнае поле планеты адсутнічае, то можна дапусціць, што ў жалезным ядры няма перамяшчэння зараджаных часціц — электрычнага току, які спараджае магнітнае поле, такім чынам, руху рэчыва ў ядры не адбываецца. Гэта значыць, што яно знаходзіцца ў цвёрдым стане. Шчыльнасць ў цэнтры планеты дасягае 14 г/см³.
Пераважная большасць дэталей рэльефу Венеры носіць жаночыя імёны, за выключэннем найвышэйшага горнага хрыбта планеты, размешчанага на Зямлі Іштар блізу плато Лакшмі і названага ў гонар Джэймса Максвела.
Рэльеф