VENUŠA (PLANÉTA): OBJAV, VLASTNOSTI, ZLOŽENIE, OBEŽNÁ DRÁHA - ARTE - 2025

Venuša je druhá najbližšia planéta k Slnku v slnečnej sústave a najpodobnejšia ako veľkosť a hmotnosť Zeme. Je viditeľná ako krásna hviezda, najjasnejšia po Slnku a mesiaci. Preto neprekvapuje, že od pradávna priťahuje pozornosť pozorovateľov.

Pretože Venuša sa objavuje pri západe slnka v určitých obdobiach roka a pri východe slnka u iných, starí Gréci verili, že to boli rôzne telá. Ako rannú hviezdu to nazvali Fosfor a počas večerného vzhľadu to bol Hesperus.

Obrázok 1. Fotografia planéty Venuša, vľavo hore, vedľa Mesiaca. Zdroj: Pixabay.

Neskôr Pythagoras ubezpečil, že to bola rovnaká hviezda. Avšak okolo roku 1600 pred Kristom starí Babylonskí astronómovia už vedeli, že večerná hviezda, ktorú nazývali Ishtar, bola rovnaká, akú videli za úsvitu.

Rimania to tiež vedeli, hoci ranné a večerné zjavenia naďalej dávali rôzne mená. Aj mayskí a čínski astronómovia zanechali záznamy o pozorovaniach Venuše.

Každá starodávna civilizácia jej dala meno, aj keď napokon zvíťazilo meno Venuša, rímska bohyňa lásky a krásy, ekvivalent gréckeho Afrodita a babylonského Ishtaru.

S príchodom ďalekohľadu sa začala lepšie chápať povaha Venuše. Galileo pozoroval jeho fázy začiatkom 17. storočia a Kepler uskutočnil výpočty, pomocou ktorých predpovedal tranzit na 6. decembra 1631.

Tranzit znamená, že planétu je možné vidieť pred Slnkom. Týmto spôsobom Kepler vedel, že dokáže určiť priemer Venuše, ale zomrel, kým sa naplnil jeho predpoveď.

Neskôr v roku 1761 vedci vďaka jednému z týchto prechodov dokázali prvýkrát odhadnúť vzdialenosť Zeme-Slnko na 150 miliónov kilometrov.

Všeobecné vlastnosti Venuše

Obrázok 2. Animácia majestátneho rotačného pohybu Venuše prostredníctvom radarom skonštruovaných obrázkov. Priame snímky Venuše nie je ľahké získať kvôli silnému oblaku, ktorý ju obklopuje. Zdroj: Wikimedia Commons. Henrik Hargitai. Aj keď sú jeho rozmery veľmi podobné rozmerom Zeme, Venuša nie je zďaleka pohostinným miestom, pretože na začiatku je hustá atmosféra zložená z 95% oxidu uhličitého, zvyšok je dusík a stopové množstvá iných plynov. Mraky obsahujú kvapôčky kyseliny sírovej a malé častice kryštalických tuhých látok.

Preto je to najteplejší planéta v slnečnej sústave, aj keď nie je najbližšie k Slnku. Výrazný skleníkový efekt spôsobený hustou atmosférou bohatou na oxid uhličitý je zodpovedný za extrémne teplo na povrchu.

Ďalšou charakteristickou črtou Venuše je jej pomalá retrográdna rotácia. Cestovateľ by pozoroval východ slnka na západe a zapadol na východ, čo sa ukázalo vďaka radarovým meraniam.

Okrem toho, ak by zostalo dosť dlho, hypotetický cestujúci by bol veľmi prekvapený, keď si uvedomil, že planéta trvá dlhšie, než sa otáča okolo svojej osi, ako sa otáča okolo Slnka.

Pomalá rotácia Venuše robí planétu takmer úplne sférickou a tiež vysvetľuje absenciu silného magnetického poľa.

Vedci sa domnievajú, že magnetické pole planéty je spôsobené dynamickým efektom spojeným s pohybom jadra roztaveného kovu.

Slabý planetárny magnetizmus Venuše však vychádza z interakcie medzi hornou atmosférou a slnečným vetrom, prúdom nabitých častíc, ktoré Slnko nepretržite vysiela vo všetkých smeroch.

Na vysvetlenie nedostatku magnetosféry vedci zvažujú také možnosti, ako je to, že Venuša nemá roztavené kovové jadro alebo že to tak je, ale že vnútri tepla sa neprenáša prúdením, čo je nevyhnutná podmienka existencie dynamo efekt.

Zhrnutie hlavných fyzikálnych charakteristík planéty

- Hmotnosť: 4,9 x 10 ²⁴ kg

- Polomer územia: 6052 km alebo 0,9-násobok polomeru Zeme.

Tvar: je to takmer dokonalá guľa.

- Nápojová vzdialenosť od Slnka: 108 miliónov km.

- Sklon obežnej dráhy : 3 394 ° vzhľadom na zemskú obežnú rovinu.

- Teplota: 464 ° C.

- rýchlosť: 8,87 m / s ²

- Vlastné magnetické pole: slabé, intenzita 2 nT.

- Atmosféra: áno, veľmi hustá.

-Density: 5243 kg / m ³

-Satellity: 0

-Prstene: nemá.

Prekladateľské hnutie

Rovnako ako všetky planéty, aj Venuša má okolo Slnka translačný pohyb vo forme eliptickej, takmer kruhovej obežnej dráhy.

Niektoré body na tejto obežnej dráhe vedú Venuši k tomu, aby sa veľmi priblížili k Zemi, viac ako ktorákoľvek iná planéta.

Obrázok 3. Translačný pohyb Venuše okolo Slnka (žltý) v porovnaní s pohybom Zeme (modrý). Zdroj: Wikimedia Commons. Mnoho pohľadov vďaka autorovi originálnej simulácie = Todd K. Timberlake autor programu Easy Java Simulation = Francisco Esquembre Priemerný polomer obežnej dráhy je okolo 108 miliónov kilometrov, preto je Venuša približne o 30% bližšie k Slnku ako zem. Rok na Venuši trvá 225 pozemských dní, pretože toto je čas, ktorý musí planéta urobiť úplnú obežnú dráhu.

Údaje o pohybe venuše

Nasledujúce údaje stručne opisujú pohyb Venuše:

- Priemerný polomer obežnej dráhy: 108 miliónov kilometrov.

- Sklon obežnej dráhy : 3 394 ° vzhľadom na zemskú obežnú rovinu.

- Excentricita: 0,01

- Priemerná orbitálna rýchlosť : 35,0 km / s

- Obdobie prevodu: 225 dní

- Obdobie striedania: 243 dní (retrográdne)

- Solárny deň: 116 dní, 18 hodín

Kedy a ako pozorovať Venuši

Venuša sa dá veľmi ľahko nájsť na nočnej oblohe; Koniec koncov, je to najjasnejší objekt na nočnej oblohe po mesiaci, pretože hustá vrstva mrakov, ktorá ho pokrýva, veľmi dobre odráža slnečné svetlo.

Ak chcete ľahko nájsť Venuši, stačí navštíviť niektorý z mnohých špecializovaných webových stránok. Existujú tiež aplikácie pre smartfóny, ktoré poskytujú vašu presnú polohu.

Pretože Venuša je na obežnej dráhe Zeme, musíte ju nájsť, aby ste hľadali Slnko, hľadali východ pred úsvitom alebo západ po západe slnka.

Optimálny okamih na pozorovanie je, keď je Venuša medzi najnižšou spojkou pri pohľade zo Zeme a maximálnym predĺžením podľa nasledujúceho diagramu:

Obrázok 4. Spojenie planéty, ktorej obežná dráha je vnútorná s orbitou Zeme. Zdroj: Astronómia pre figuríny.

Keď je Venuša v nižšom spojení, je bližšie k Zemi a uhol, ktorý tvorí so Slnkom, pri pohľade zo Zeme - predĺženie - je 0 °. Na druhú stranu, keď je v lepšom spojení, Slnko nedovoľuje, aby bolo vidieť.

Dúfajme, že Venuša je stále viditeľná za denného svetla a vrhá tieň aj za veľmi tmavých nocí bez umelého osvetlenia. Od hviezd sa dá odlíšiť, pretože jeho jas je konštantný, zatiaľ čo hviezdy blikajú alebo blikajú.

Galileo bol prvý, kto si uvedomil, že Venuša prechádza fázami, rovnako ako Mesiac - a Merkúr, čo potvrdzuje Copernicovu myšlienku, že Slnko, a nie Zem, je stredom slnečnej sústavy.

Obrázok 5. Fázy Venuše. Zdroj: Wikimedia Commons. derivátová práca: Quico (talk) Phase-of-Venus.svg: Nichalp 09:56, 11. júna 2006 (UTC).

Rotačný pohyb

Venuša sa otáča v smere hodinových ručičiek pri pohľade zo severného pólu Zeme. Urán a niektoré satelity a kométy sa otáčajú rovnakým smerom, zatiaľ čo ostatné hlavné planéty vrátane Zeme sa otáčajú proti smeru hodinových ručičiek.

Venuša si okrem toho vyžaduje čas na rotáciu: 243 pozemských dní, najpomalších na všetkých planétach. Na Venuši trvá deň dlhšie ako rok.

Prečo sa Venuša otáča opačným smerom ako ostatné planéty? Pravdepodobne vo svojich začiatkoch sa Venuša otáčala rýchlo rovnakým smerom ako všetci ostatní, ale kvôli tomu sa muselo niečo stať.

Niektorí vedci sa domnievajú, že je to kvôli katastrofickému dopadu, ktorý Venuša mala vo svojej vzdialenej minulosti s iným veľkým nebeským objektom.

Matematické počítačové modely však naznačujú možnosť, že chaotické atmosferické prílivy ovplyvnili nevypevnený plášť a jadro planéty, čo zmenilo smer otáčania.

Obidva mechanizmy mohli hrať úlohu počas stabilizácie planéty v skorej slnečnej sústave.

Skleníkový efekt na Venuši

Na Venuši neexistujú jasné a jasné dni, preto bude pre cestujúceho veľmi ťažké pozorovať východ slnka a západu slnka, čo je všeobecne známe ako deň: slnečný deň.

Veľmi málo svetla zo Slnka vedie na povrch, pretože 85% sa odráža od oblaku.

Zvyšok slnečného žiarenia dokáže zohriať nižšiu atmosféru a dostane sa na zem. Dlhšie vlnové dĺžky sa odrážajú a zachovávajú v oblakoch, známych ako skleníkový efekt. Takto sa Venuša stala obrovskou pecou s teplotami schopnými topenia olova.

Prakticky kdekoľvek na Venuši je tak horúco, a ak by si na ňu cestujúci zvykli, museli by odolať enormnému atmosférickému tlaku, ktorý je 93-krát väčší ako tlak na Zemi na hladine mora, spôsobený veľkou 15-kilometrovou oblakovou vrstvou. hrúbky.

Ako keby to nestačilo, tieto oblaky obsahujú oxid siričitý, kyselinu fosforečnú a vysoko korozívnu kyselinu sírovú, všetko vo veľmi suchom prostredí, pretože v atmosfére nie je žiadna vodná para, len malé množstvo.

Takže aj napriek tomu, že je Venuša pokrytá mrakmi, je úplne suchá, a nie planéta plná sviežej vegetácie a močiarov, ktorú autori sci-fi predpokladali v polovici 20. storočia.

Voda na venuši

Mnohí vedci sa domnievajú, že boli obdobia, keď Venuša mala oceány, pretože v atmosfére našli malé množstvá deutéria.

Deutérium je izotop vodíka, ktorý v kombinácii s kyslíkom vytvára tzv. Ťažkú vodu. Vodík v atmosfére ľahko uniká do vesmíru, ale deutérium má tendenciu zanechávať zvyšky, čo môže naznačovať, že v minulosti bola voda.

Pravda je však taká, že Venuša stratila tieto oceány - ak vôbec existovali - asi pred 715 miliónmi rokov kvôli skleníkovému efektu.

Účinok začal, pretože oxid uhličitý, plyn, ktorý ľahko zachytáva teplo, sa koncentruje v atmosfére namiesto vytvárania zlúčenín na povrchu do tej miery, že sa voda úplne odparí a prestane sa hromadiť.

Obrázok 6. Skleníkový efekt na Venuši: Mraky oxidu uhličitého zadržiavajú teplo a zahrievajú povrch. Zdroj: Wikimedia Commons. Pôvodným používateľom nahrávania bol Lmb na španielskej Wikipédii. / CC BY-SA (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/).

Medzitým bol povrch taký horúci, že uhlík v horninách sublimoval a kombinoval sa s atmosférickým kyslíkom, čím sa vytvorilo viac oxidu uhličitého, čím sa cyklus podporil, až kým sa situácia nezhoršila.

Podľa informácií poskytnutých misiou Pioneer Venus v súčasnosti Venuša naďalej stráca vodík, takže je nepravdepodobné, že sa situácia zmení.

zloženie

Existuje len málo priamych informácií o zložení planéty, pretože seizmické vybavenie neprežije dlho na korozívnom povrchu a teplota postačuje na roztavenie olova.

Oxid uhličitý je známy v atmosfére Venuše. Ďalej boli zistené oxid siričitý, oxid uhoľnatý, dusík, vzácne plyny, ako je hélium, argón a neón, stopy chlorovodíka, fluorovodíka a sírovodíka.

Kôra ako taká je hojná v kremičitanoch, zatiaľ čo jadro obsahuje železo a nikel, podobne ako zemské.

Sondy Venera detegovali prítomnosť prvkov ako je kremík, hliník, horčík, vápnik, síra, mangán, draslík a titán na povrchu Venuše. Tam sú tiež možno niektoré oxidy a sulfidy železa, ako je pyrit a magnetit.

Vnútorná štruktúra

Obrázok 7. Časť Venuša zobrazujúca vrstvy planéty. Zdroj: Wikimedia Commons. GFDL / CC BY-SA (https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0).

Získanie informácií o štruktúre Venuše je čin, berúc do úvahy, že podmienky planéty sú také nepriateľské, že nástroje prestanú fungovať v krátkom čase.

Venuša je skalnatá vnútorná planéta, čo znamená, že jej štruktúra musí byť v podstate rovnaká ako štruktúra Zeme, najmä ak sa vezme do úvahy, že obidve boli vytvorené v tej istej oblasti planetárnej hmloviny, ktorá dala vznik slnečnej sústave.

Pokiaľ je známe, štruktúra Venuše sa skladá z:

- Železné jadro, ktoré má v prípade Venuše priemer približne 3 000 km a pozostáva z pevnej časti a roztavenej časti.

- plášť s ďalšou hrúbkou 3 000 km a dostatočnou teplotou na to, aby tu boli roztavené prvky.

- kôra s premenlivou hrúbkou medzi 10 a 30 km, väčšinou čadič a žula.

geológie

Venuša je skalnatá a suchá planéta, o čom svedčia obrázky vytvorené radarovými mapami, ktoré sú najpodrobnejšie z údajov Magellanovej sondy.

Tieto pozorovania ukazujú, že povrch Venuše je relatívne plochý, čo potvrdila altimetria vykonaná uvedenou sondou.

Vo všeobecnosti sú na Venuši tri dobre diferencované oblasti:

-Lowlands

–Ukladovacie roviny

-Highlands

70% povrchu sú roviny sopečného pôvodu, nížiny tvoria 20% a zvyšných 10% sú vysočiny.

Na rozdiel od ortuti a Mesiaca existuje len málo nárazových kráterov, hoci to neznamená, že sa meteority nemôžu priblížiť k Venuši, ale atmosféra sa chová ako filter a rozpadá tie, ktoré prichádzajú.

Na druhej strane sopečná aktivita pravdepodobne vymazala dôkazy o starodávnych dopadoch.

Na Venuši je veľa sopiek, najmä sopky štíhleho typu, aké sa nachádzajú na Havaji, ktoré sú nízke a veľké. Niektoré z týchto sopiek pravdepodobne zostanú aktívne.

Aj keď na Zemi nie je dosková tektonika, vyskytujú sa početné nehody, ako sú chyby, záhyby a údolia typu trhlin (kde sa kôra deformuje).

Existujú aj pohoria: najvýznamnejšie sú pohoria Maxwell.

Terrae

Na Venuši nie sú žiadne oceány na rozlíšenie kontinentov, existujú však rozsiahle plošiny, ktoré sa nazývajú terra - množné číslo je terrae - ktoré by sa mohli považovať za také. Ich mená sú bohyňami lásky v rôznych kultúrach, pričom hlavnými sú:

-Ishtar Terra z austrálskeho priestoru. Má veľkú depresiu obklopenú presne pohoriami Maxwell, pomenovanými po fyziku Jamesovi Maxwellovi. Maximálna výška je 11 km.

-Arodroditej Terra, oveľa rozsiahlejšia, sa nachádza neďaleko rovníka. Jeho veľkosť je podobná ako v Južnej Amerike alebo Afrike a vykazuje dôkazy o sopečnej činnosti.

Obrázok 8. Topografická mapa Afrodity Terra na Venuši. Zdroj: Wikimedia Commons. Martin Pauer (napájanie) / verejné vlastníctvo.

Misie na Venuši

Spojené štáty aj bývalý Sovietsky zväz vyslali v druhej polovici 20. storočia bezpilotné misie na preskúmanie Venuše.

Doteraz sa v tomto storočí pridali misie Európskej vesmírnej agentúry a Japonska. Vzhľadom na nepriateľské podmienky planéty to nebola ľahká úloha.

zapekať

Vesmírne misie Venera, iné meno pre Venuši, boli vyvinuté v bývalom Sovietskom zväze v rokoch 1961 až 1985. Z nich sa v roku 1970 podarilo dosiahnuť povrchu planéty celkom 10 sond, prvá bola Venera 7.

Údaje zhromaždené misiou Venera zahŕňajú merania teploty, magnetického poľa, tlaku, hustoty a zloženia atmosféry, ako aj obrázky v čiernobielom prevedení (Venera 9 a 10 v roku 1975) a neskôr vo farbe (Venera 13 a 14 v roku 1981). ).

Obrázok 9. Replika sondy Venera. Zdroj: Wikimedia Commons. Armael / CC0.

Okrem iného sa vďaka týmto sondám zistilo, že atmosféra Venuše pozostáva hlavne z oxidu uhličitého a že horná atmosféra je tvorená rýchlym vetrom.

námorník

Marinerská misia spustila niekoľko sond, z ktorých prvá bola Mariner 1 v roku 1962, ktorá zlyhala.

Ďalej sa Mariner 2 podarilo dostať na obežnú dráhu Venuše, aby zhromaždil údaje z atmosféry planéty, zmeral intenzitu magnetického poľa a teplotu povrchu. Zmienil sa tiež o retrográdnej rotácii planéty.

Mariner 10 bol poslednou sondou tejto misie, ktorá sa začala v roku 1973 a poskytla vzrušujúce nové informácie od Merkúra a Venuše.

Táto sonda dokázala získať 3000 fotografií s vynikajúcim rozlíšením, pretože prešla veľmi blízko, asi 5760 km od povrchu. Podarilo sa mu tiež preniesť video mrakov Venuše v infračervenom spektre.

Pioneer Venus

V roku 1979 táto misia vykonala kompletnú mapu povrchu Venuše pomocou radaru cez dve sondy na obežnej dráhe planéty: Pioneer Venus 1 a Pioneer Venus 2. Obsahovala vybavenie na vykonávanie štúdií atmosféry, meranie magnetického poľa a vykonávanie spektrometrie. a viac.

Magellan

Táto sonda, ktorú NASA poslala v roku 1990 prostredníctvom kozmického raketoplánu Atlantis, získala veľmi podrobné snímky povrchu, ako aj veľké množstvo údajov týkajúcich sa geológie planéty.

Táto informácia potvrdzuje skutočnosť, že Venuša nemá tektonickú platničku, ako už bolo uvedené.

Obrázok 10. Magellanova sonda krátko pred jej spustením v Kennedyho vesmírnom stredisku. Zdroj: Wikimedia Commons.

Venus Express

Bola to prvá z misií Európskej vesmírnej agentúry na Venuši a trvala od roku 2005 do roku 2014, pričom na obežnú dráhu trvalo 153.

Misia mala na starosti štúdium atmosféry, v ktorej zistili bohatú elektrickú aktivitu vo forme blesku, ako aj tvorbu teplotných máp a meranie magnetického poľa.

Výsledky naznačujú, že Venuša mohla mať vodu v dávnej minulosti, ako je vysvetlené vyššie, a tiež uvádzala prítomnosť tenkej vrstvy ozónu a suchého ľadu v atmosfére.

Venus Express tiež zistil miesta nazývané horúce miesta, v ktorých je teplota ešte vyššia ako inde. Vedci veria, že sú to miesta, kde magma stúpa z hĺbky na povrch.

Akatsuki

Nazýva sa aj Planet-C a bola uvedená na trh v roku 2010 ako prvá japonská sonda zameraná na Venuši. Vykonal spektroskopické merania, ako aj štúdium atmosféry a rýchlosti vetra, ktoré sú v okolí rovníka oveľa rýchlejšie.

Obrázok 11. Reprezentácia umelca japonskej sondy Akatsuki na prieskum Venuše. Zdroj: NASA prostredníctvom Wikimedia Commons.

Referencie

1. Bjorklund, R. 2010. Vesmír! Venus. Marshall Cavendish Corporation.
2. Elkins-Tanton, L. 2006. Slnečná sústava: Slnko, Merkúr a Venuša. Chelsea House.
3. Britannica. Venuša, planéta. Získané z: britannica.com.
4. Hollar, S. Slnečná sústava. Vnútorné planéty. Britannica Educational Publishing.
5. Seeds, M. 2011. Slnečná sústava. Siedme vydanie. Cengage Learning.
6. Wikipedia. Geológia Venuše. Obnovené z: es.wikipedia.org.
7. Wikipedia. Venuša (planéta). Obnovené z: es.wikipedia.org.
8. Wikipedia. Venuša (planéta). Obnovené z: en.wikipedia.org.