Rrezja e Venusit. Planeti Venus është i pazakontë dhe i panjohur. Venusi në letërsi
Karakteristikat e planetit:
- Largësia nga dielli: 108.2 milion km
- Diametri i planetit: 12,103 km
- Dita në planet: 243 ditë 14 min*
- Viti në planet: 224.7 ditë*
- t° në sipërfaqe: +470 °C
- Atmosferë: 96% dioksid karboni; 3.2% azot; ka pak oksigjen
- Satelitët: nuk ka
* periudha e rrotullimit rreth boshtit të vet (në ditët e Tokës)
**periudha e orbitës rreth Diellit (në ditët e Tokës)
Venusi shpesh quhet "motra" e Tokës, pasi madhësitë dhe masat e tyre janë shumë afër njëra-tjetrës, por vërehen dallime të rëndësishme në atmosferën e tyre dhe sipërfaqen e planetëve. Në fund të fundit, nëse pjesa më e madhe e Tokës është e mbuluar nga oqeane, atëherë është thjesht e pamundur të shihet uji në Venus.
Prezantimi: planeti Venus
Sipas shkencëtarëve, sipërfaqja e planetit dikur përfaqësohej edhe nga uji, por në një moment të caktuar pati një rritje të fortë të temperaturës së brendshme të Venusit dhe të gjithë oqeanet thjesht u avulluan, dhe avujt u bartën në hapësirë nga era diellore. .
Venusi është planeti i dytë më i afërt me Diellin, me një formë orbitale afër një rrethi të përsosur. Ndodhet 108 milionë kilometra larg Diellit. Ndryshe nga shumica e planetëve në sistemin diellor, lëvizja e tij ndodh në drejtim të kundërt, jo nga perëndimi në lindje, por nga lindja në perëndim. Në këtë rast, rrotullimi i Venusit në lidhje me Tokën ndodh në 146 ditë, dhe rrotullimi rreth boshtit të vet bëhet gjatë 243 ditëve.
Rrezja e Venusit është 95% e Tokës dhe është e barabartë me 6051.8 km, nga e cila trashësia e kores është rreth 16 km, dhe guaska silikate, e quajtur manteli, është 3300 km. Nën mantelin është një bërthamë hekuri, e cila nuk ka fushë magnetike dhe përbën një të katërtën e masës së planetit. Në qendër të bërthamës dendësia është 14 g/cm 3 .
U bë e mundur të studiohet plotësisht sipërfaqja e Venusit vetëm me ardhjen e metodave të radarit, falë të cilave u identifikuan kodra të mëdha, të cilat në madhësi mund të krahasohen me kontinentet e tokës. Rreth 90% e sipërfaqes është e mbuluar me lavë bazaltike, e cila është në gjendje të ngrirë. Një tipar i veçantë i planetit janë krateret e shumta, formimi i të cilave mund t'i atribuohet një kohe kur dendësia e atmosferës ishte shumë më e ulët. Sot, presioni në vetë sipërfaqen e Venusit është rreth 93 atm, ndërsa në sipërfaqe temperatura arrin në 475 o C, në lartësinë rreth 60 km varion nga -125 në -105 o C, dhe në rajonin 90 km fillon përsëri të rritet në 35-70 o C.
Pranë sipërfaqes së planetit fryn një erë e dobët, e cila bëhet shumë e fortë pasi lartësia rritet në 50 km dhe është rreth 300 metra në sekondë. Në atmosferën e Venusit, e cila shtrihet në një lartësi prej 250 km, vërehet një fenomen i quajtur stuhi, dhe ndodh dy herë më shpesh se në Tokë. Atmosfera përbëhet nga 96% dioksid karboni dhe vetëm 4% azot. Elementet e mbetur praktikisht nuk respektohen, përmbajtja e oksigjenit nuk kalon 0.1%, dhe avulli i ujit nuk është më shumë se 0.02%.
Për syrin e njeriut, Venusi është qartë i dukshëm edhe pa teleskop, veçanërisht një orë pas perëndimit të diellit dhe rreth një orë para lindjes së diellit, pasi atmosfera e dendur e planetit reflekton mirë dritën. Duke përdorur një teleskop, mund të monitoroni lehtësisht ndryshimet që ndodhin në fazën e dukshme të diskut.
Hulumtimet duke përdorur anije kozmike janë kryer që nga vitet shtatëdhjetë të shekullit të kaluar nga vende të ndryshme, por fotografitë e para u morën vetëm në vitin 1975, dhe në 1982 u morën imazhet e para me ngjyra. Kushtet e vështira në sipërfaqe nuk lejojnë që puna të kryhet për më shumë se dy orë, por sot është planifikuar të dërgohet një stacion rus me një sondë që mund të funksionojë për rreth një muaj në të ardhmen e afërt.
Venusi kalon në diskun diellor katër herë çdo 250 vjet, gjë që në të ardhmen e afërt pritet tani vetëm në dhjetor 2117, pasi hera e fundit që fenomeni u vëzhgua ishte në qershor 2012.
Venusi është planeti numër 2 në sistemin tonë. Trupi qiellor më i nxehtë pas Diellit, i njohur për njerëzit për mijëra vjet.
Planeti Venus është një nga më të afërmit me ne. Distanca nga Toka është 38 milionë kilometra - shumë afër standardeve astronomike. Kredia: Hubble CT, NASA.
Historia e studimit të Venusit
Dikur tokësorët e konsideronin këtë objekt si dy yje të ndryshëm për faktin se ai mund të shfaqej në qiell si gjatë ditës ashtu edhe gjatë natës. Romakët e quanin Lucifer dhe Vesper. Më vonë, planeti (që nga shekulli i 6-të është perceptuar si një e tërë e vetme) mori emrin e perëndeshës së dashurisë: Afërdita (Ἀφροδίτη) në Greqinë e Lashtë dhe Venusi (Venus) në Romën e Lashtë.
Përmendja e parë me shkrim e një trupi qiellor është një regjistrim babilonas i 1580 para Krishtit. e., në të cilën u shpjegua historia e zbulimit të planetit dhe tiparet e tij.
Trupi qiellor u përshkrua në detaje në:
- 650 para Krishtit e. - Astronomët Maja;
- 1032 - Avicena;
- shekulli XVII - Galileo Galilei;
- 1761 - Mikhail Lomonosov.
Madhësia, masa dhe orbita e planetit Venus
Venusi shpesh quhet binjake e Tokës. Këta planetë kanë shumë të përbashkëta, për shembull, ata janë të ngjashëm në diametër. Është e mundur që edhe origjina e tyre të jetë e njëjtë.
Shkencëtarët i quajnë këta planetë binjakë dhe për arsye të mirë. Të dyja janë të ngjashme në madhësi, masë, densitet dhe gravitet. Kredia: espogor.ru.
karakteristikat fizike
Ndër karakteristikat kryesore fizike të Venusit:
- masa - 4900 trilion ton;
- sipërfaqja - 460 milion metra katrorë. km;
- vëllimi - 930 miliardë metra kub. km.
Këto vlera janë përkatësisht 82, 90 dhe 87%, të parametrave të ngjashëm tokësorë.
Rrezja mesatare e Venusit është 6051 km. Dendësia e shkëmbinjve të planetit është 5.24 g/cm³.
Orbita dhe rrotullimi
Planeti Venus rrotullohet në një distancë prej 108 milionë km nga Dielli, duke nxituar përgjatë orbitës së tij me një shpejtësi prej 35.02 km/s. Trajektorja e saj orbitale zgjat pothuajse 225 ditë, dhe periudha e rrotullimit rreth boshtit të saj është 242 ditë. ato. Dita e një planeti zgjat më shumë se viti i tij.
Afërdita rrotullohet rreth boshtit të saj me një shpejtësi prej 6.52 km/h dhe këtë e bën, si Urani, në drejtim të akrepave të orës, ndryshe nga planetët tanë të tjerë.
Përveç kësaj, Venusi është retrograde - ajo rrotullohet rreth qendrës së sistemit në drejtim të kundërt nga sa pranohet përgjithësisht.
Ky trup qiellor nuk ka satelitë natyralë.
Planeti Venus rrotullohet rreth boshtit të tij, i devijuar me 2.6 gradë nga pingulja në planin orbital, nga lindja në perëndim. Kjo është, në drejtim të kundërt me rrotullimin e shumicës së planetëve. Kredia: sliderpoint.org.
Përbërja dhe sipërfaqja e planetit
Struktura e trupit qiellor është paksa e ngjashme me strukturën e tokës:
- bërthama, e cila ka një diametër prej rreth 3200 km, përbëhet nga komponime hekur-nikel dhe peshon 25% të masës totale të trupit qiellor;
- manteli planetar në një thellësi prej rreth 3300 km;
- lëvorja e sipërme është e trashë 18 kg.
Meqenëse planetët tanë kanë lindur dhe janë ftohur afërsisht në të njëjtën kohë, thelbi i Venusit, logjikisht, duhet të jetë të paktën pjesërisht i lëngshëm. Por korja e planetit është e fortë dhe ruan nxehtësinë brenda, për shkak të kësaj Venusi nuk ka fushë magnetike të brendshme. Përveç kësaj, kjo shpjegon mungesën e lëvizjeve tektonike.
Sipërfaqja Venusiane sot është e njëjtë si në agimin e zhvillimit të saj, 300-500 milionë vjet më parë.
Sidoqoftë, vullkanet lokale (ka shumë prej tyre këtu, vetëm ato mbi 100 km, ka më shumë se 160) janë ende në gjendje të shpërthejnë llavë. Në atmosferë janë vërejtur stuhi vetëtima, por në Venus nuk ka reshje dhe vetëtimat mund të krijohen vetëm si rezultat i aktivitetit vullkanik. Mundësia e shpërthimeve konfirmohet gjithashtu nga luhatjet në përqendrimin e dioksidit të squfurit në ajër.
Pothuajse e gjithë sipërfaqja (deri në 90%) e Venusit është e mbuluar me lavë të ngurtësuar të tipit bazalt. Topografia lokale përmban kodra gjigante në madhësinë e kontinenteve dhe maleve. Depresionet e mëdha, si dhe unazat e kraterit nga ndikimet e objekteve të tjera qiellore, praktikisht mungojnë.
Korja e Venusit është afërsisht 16 km e trashë. Më pas vjen manteli, 3300 km i thellë - deri në kufirin me bërthamën e hekurit. Kredia: infourok.ru. 
Në vitin 1982, stacioni automatik ndërplanetar Sovjetik Venera-13 arriti të ulej në sipërfaqen e planetit dhe të bënte disa fotografi. Kredia: AMS "Venera-13", BRSS. 
Planeti Venus ka kratere në sipërfaqen e tij. Një tipar dallues i sipërfaqes së planetit është numri i vogël i kratereve me origjinë kozmike. Kredia: Magellan CS, NASA.
Atmosfera dhe temperatura e Venusit
Trupi qiellor ka një atmosferë të dendur, më shumë se 96% e së cilës është dioksid karboni. Ajo ruan nxehtësinë planetare dhe krijon një efekt serë, dhe retë e dioksidit të squfurit dhe acidit sulfurik, të varura në një lartësi prej 50-80 km, e ndihmojnë atë.
Ato janë aq të dendura sa pasqyrojnë 60% të të gjithë energjisë diellore që hyn këtu në hapësirën e jashtme. Mbulimi i lartë i reve bën që planeti të jetë i dobët.
Ajri i Venusit gjithashtu përmban sasi të mëdha të azotit. Në një lartësi prej 5500 km, në kufirin e saj të sipërm, atmosfera përbëhet pothuajse tërësisht nga hidrogjeni.
Shtresat atmosferike të planetit rrotullohen dhe e bëjnë këtë 60 herë më shpejt se vetë Venusi. Shpejtësia e erës në lartësi mund të arrijë 350 km/h, dhe në sipërfaqe ajri lëviz 100 herë më ngadalë.
Temperaturat sipërfaqësore mund të arrijnë 462°C dhe ndryshojnë pak gjatë gjithë vitit. Planeti nuk ka një anim të theksuar boshtor dhe për këtë arsye i mungon sezonaliteti. Është më ftohtë në re - deri në -70°C.
Dita në Venus ka një ndryshim të ditës dhe natës, por treguesit e temperaturës praktikisht nuk ndryshojnë. Kjo shpjegohet nga era diellore që lëviz shumë ngadalë përgjatë sipërfaqes.
Sateliti artificial i Venusit Akatsuki bën fotografi të atmosferës së planetit me kamerën e tij UVI. Kjo ju lejon të shihni atmosferën në detaje. Fotografia tregon planetin Venus nga ana e natës. Kredia: JAXA/ISAS/DARTS.
Eksplorimi i planetit
Astronomia filloi studimet e hollësishme të trupit qiellor në vitet 1860. Rezultatet e para të sakta të matjeve u morën vetëm në mesin e shekullit të 20. Më pas shpejtësia e orbitës, koha e rrotullimit rreth boshtit të vet në ditë, distanca nga Dielli, dhe u gjetën distancat me planetët fqinjë.
Planeti Venus është një nga objektet e para qiellore ku u dërguan anija kozmike:
- "Venera-1".
Në vitin 1961, ishte sonda Venera 1 e lëshuar në BRSS. Komunikimi me të u ndërpre. - Mariner 1.
NASA Mariner 1 u dërgua në 1962, komunikimi u ndërpre. - Stacioni i Venusit.
Në vitet 1966-67. Stacionet sovjetike "Venera-3" dhe "Venera-4" zbritën me radhë në sipërfaqen e planetit, duke ekzaminuar në detaje objektin e fshehur pas një mjegull të dendur acid. Pas kësaj ishin Venera 5, 6 dhe 7. Ata zbritën në atmosferë dhe drejtpërdrejt në sipërfaqe, kryen analiza kimike të mjedisit të gazit dhe dhanë një përshkrim të motit lokal. Shkencëtarët do të donin të merrnin të paktën disa kilogramë tokë Venusiane. Por këto stacione nuk u kthyen në shtëpi në Tokë. - Mariner 10.
Në vitin 1967, stacioni hapësinor Mariner 10 i NASA-s u drejtua drejt Merkurit. Duke fluturuar vetëm disa mijëra kilometra nga sipërfaqja e planetit, ai transmetoi në Tokë të dhëna për përbërjen e atmosferës, presionin dhe disa informacione të tjera, të cilat bënë të mundur krijimin e një përshtypjeje për klimën lokale. - Sondat sovjetike.
Në vitet 1972-1975 3 sonda sovjetike punuan pranë Venusit, duke marrë fotografitë e para të detajuara të sipërfaqes. Falë tyre, ne e dimë se si duket ky objekt. - "Venus Express".
Kërkimet vazhduan në shekullin e 21-të. Në 2006-2015 planeti shoqërohej nga aparati Venus Express që fluturonte në orbitën e tij. Me ndihmën e tij u zbuluan shumë vullkane dhe u bë e mundur të studiohej në detaje relievi i trupit qiellor.
Harta e sipërfaqes së Venusit
Hartat më të detajuara në shkallë të gjerë të planetit u përpiluan pas hartës me radar të Venusit nga anija kozmike Magellan e lëshuar nga NASA në 1990.
Fotografitë e planetit janë marrë vetëm nga stacionet e programit hapësinor Sovjetik "Venus" dhe sondës japoneze "Akatsuki".
Ky është planeti i tretë më i ndritshëm për tokësorët pas Diellit dhe Hënës. Është aq e ndritshme sa mund të shihet në qiell gjatë ditës. Përveç kësaj, është aq i madh sa ky gjigant mund të shihet nga Toka me sy të lirë, por kjo do të jetë e mundur vetëm në muzg dhe herët në mëngjes.
Një herë në çdo 584 ditë, planeti Venus na afrohet në një distancë prej 38-41 milion km - asnjë planet në sistemin diellor nuk afrohet më shumë. Distanca maksimale midis këtij trupi qiellor dhe Tokës mund të jetë 261 milion km.
Ngjashmëria e disa parametrave Venusian me ato tokësore dhe fakti që Planeti ndodhet në zonën e banueshme të hapësirës, duke u dhënë shkencëtarëve shpresën për të zbuluar jetën këtu. Sot ne e kuptojmë se kjo është e pamundur, por është e mundur që dikur këtu ka ekzistuar uji dhe një atmosferë e favorshme, të cilat më vonë u shkatërruan nga efekti serë.
Ky është një nga planetët që mund të kolonizohen. Kushtet më të përshtatshme për jetën e tokësorëve në Venus mund të krijohen në një lartësi prej 50 km, kështu që kolonët e hapësirës do të duhet të ndërtojnë qytete ajrore të mbështetur nga aeroplanët e qëndrueshëm.
Venusi është planeti i dytë nga Dielli në sistemin diellor, i quajtur pas perëndeshës romake të dashurisë. Ky është një nga objektet më të ndritshme në sferën qiellore, "ylli i mëngjesit", që shfaqet në qiell në agim dhe perëndim të diellit. Afërdita është e ngjashme me Tokën në shumë mënyra, por nuk është aspak aq miqësore sa duket nga larg. Kushtet në të janë krejtësisht të papërshtatshme për shfaqjen e jetës. Sipërfaqja e planetit është e fshehur nga ne nga një atmosferë e dioksidit të karbonit dhe reve të acidit sulfurik, duke krijuar një efekt të fortë serë. Paqartësia e reve nuk lejon që Venusi të studiohet në detaje, kjo është arsyeja pse ajo mbetet ende një nga planetët më misterioz për ne.
një përshkrim të shkurtër të
Venusi rrotullohet rreth Diellit në një distancë prej 108 milion km, dhe kjo vlerë është pothuajse konstante, pasi orbita e planetit është pothuajse krejtësisht rrethore. Në të njëjtën kohë, distanca në Tokë ndryshon ndjeshëm - nga 38 në 261 milion km. Rrezja e Venusit është mesatarisht 6052 km, dendësia - 5.24 g/cm³ (më e dendur se ajo e Tokës). Masa është e barabartë me 82% të masës së Tokës - 5·10 24 kg. Përshpejtimi i rënies së lirë është gjithashtu i afërt me atë të Tokës - 8,87 m/s². Afërdita nuk ka satelitë, por deri në shekullin e 18-të, u bënë përpjekje të përsëritura për t'i gjetur ato, të cilat rezultuan të pasuksesshme.
Planeti përfundon një rreth të plotë në orbitën e tij në 225 ditë, dhe ditët në Venus janë më të gjatat në të gjithë sistemin diellor: ato zgjasin deri në 243 ditë, më shumë se viti Venusian. Venusi lëviz në orbitë me një shpejtësi prej 35 km/s. Pjerrësia e orbitës në planin ekliptik është mjaft domethënëse - 3.4 gradë. Boshti i rrotullimit është pothuajse pingul me rrafshin orbital, për shkak të të cilit hemisferat veriore dhe jugore ndriçohen nga Dielli pothuajse në mënyrë të barabartë, dhe nuk ka ndryshim të stinëve në planet. Një veçori tjetër e Venusit është se drejtimet e rrotullimit dhe qarkullimit të saj nuk përkojnë, ndryshe nga planetët e tjerë. Supozohet se kjo është për shkak të një përplasjeje të fuqishme me një trup të madh qiellor, i cili ndryshoi orientimin e boshtit të rrotullimit.
Venusi klasifikohet si një planet tokësor dhe quhet edhe motra e Tokës për shkak të ngjashmërisë së saj në madhësi, masë dhe përbërje. Por kushtet në Venus vështirë se mund të quhen të ngjashme me ato në Tokë. Atmosfera e tij, e përbërë kryesisht nga dioksidi i karbonit, është më i denduri nga çdo planet i llojit të tij. Presioni atmosferik është 92 herë më i madh se ai i Tokës. Sipërfaqja është e mbështjellë me re të trasha të acidit sulfurik. Ato janë të errëta ndaj rrezatimit të dukshëm, madje edhe nga satelitët artificialë, të cilët për një kohë të gjatë e vështirësuan shikimin e asaj që ishte poshtë tyre. Vetëm metodat e radarit bënë të mundur për herë të parë studimin e topografisë së planetit, pasi retë Venusiane doli të ishin transparente ndaj valëve të radios. U zbulua se ka shumë gjurmë të aktivitetit vullkanik në sipërfaqen e Venusit, por nuk u gjetën vullkane aktive. Ka shumë pak kratere, gjë që tregon "rininë" e planetit: mosha e tij është rreth 500 milion vjet.
Arsimi
Afërdita, në kushtet dhe karakteristikat e saj të lëvizjes, është shumë e ndryshme nga planetët e tjerë në sistemin diellor. Dhe është ende e pamundur t'i përgjigjemi pyetjes se cila është arsyeja e një unike të tillë. Para së gjithash, a është ky rezultat i evolucionit natyror apo proceseve gjeokimike të shkaktuara nga afërsia me Diellin.
Sipas një hipoteze të vetme të origjinës së planetëve në sistemin tonë, ata të gjithë u ngritën nga një mjegullnajë gjigante protoplanetare. Falë kësaj, përbërja e të gjitha atmosferave ishte e njëjtë për një kohë të gjatë. Pas ca kohësh, vetëm planetët gjigantë të ftohtë ishin në gjendje të ruanin elementët më të zakonshëm - hidrogjenin dhe heliumin. Nga planetët më afër Diellit, këto substanca në fakt u "rrënuan" në hapësirën e jashtme, dhe ato përfshinin elementë më të rëndë - metale, okside dhe sulfide. Atmosferat planetare u formuan kryesisht nga aktiviteti vullkanik, dhe përbërja e tyre fillestare varej nga përbërja e gazeve vullkanike në thellësi.
Atmosferë
Venusi ka një atmosferë shumë të fuqishme që fsheh sipërfaqen e saj nga vëzhgimi i drejtpërdrejtë. Pjesa më e madhe e tij përbëhet nga dioksidi i karbonit (96%), 3% është azot, dhe substanca të tjera - argoni, avujt e ujit dhe të tjerët - edhe më pak. Për më tepër, retë e acidit sulfurik janë të pranishme në vëllime të mëdha në atmosferë, dhe janë ato që e bëjnë atë të errët ndaj dritës së dukshme, por rrezatimi infra të kuqe, mikrovalë dhe radio kalojnë nëpër to. Atmosfera e Venusit është 90 herë më masive se ajo e Tokës, dhe gjithashtu shumë më e nxehtë - temperatura e saj është 740 K. Arsyeja për këtë ngrohje (më shumë se në sipërfaqen e Mërkurit, e cila është më afër Diellit) qëndron në efektin serë. që lind nga dendësia e lartë e dioksidit të karbonit - komponenti kryesor i atmosferës. Lartësia e atmosferës së Venusit është rreth 250-350 km.
Atmosfera e Venusit qarkullon vazhdimisht dhe rrotullohet shumë shpejt. Periudha e rrotullimit të saj është shumë herë më e shkurtër se ajo e vetë planetit - vetëm 4 ditë. Shpejtësia e erës është gjithashtu e madhe - rreth 100 m/s në shtresat e sipërme, që është shumë më e lartë se në Tokë. Megjithatë, në lartësi të ulëta lëvizja e erës dobësohet ndjeshëm dhe arrin vetëm rreth 1 m/s. Në polet e planetit formohen anticiklone të fuqishme - vorbulla polare që kanë një formë S.
Ashtu si atmosfera e Tokës, atmosfera e Venusit përbëhet nga disa shtresa. Shtresa e poshtme - troposfera - është më e dendura (99% e masës totale të atmosferës) dhe shtrihet në një lartësi mesatare prej 65 km. Për shkak të temperaturës së lartë të sipërfaqes, pjesa e poshtme e kësaj shtrese është më e nxehta në atmosferë. Shpejtësia e erës këtu është gjithashtu e ulët, por me rritjen e lartësisë rritet dhe temperatura dhe presioni ulen dhe në lartësinë rreth 50 km tashmë po i afrohen vlerave tokësore. Është në troposferë që vërehet qarkullimi më i madh i reve dhe erërave, dhe vërehen fenomene të motit - vorbulla, uragane që nxitojnë me shpejtësi të madhe, madje edhe vetëtima, të cilat godasin këtu dy herë më shpesh se në Tokë.
Midis troposferës dhe shtresës tjetër - mezosferës - ekziston një kufi i hollë - tropopauza. Këtu kushtet janë më të ngjashme me ato në sipërfaqen e tokës: temperaturat variojnë nga 20 në 37 °C dhe presioni është afërsisht i njëjtë me atë në nivelin e detit.
Mesosfera zë lartësi nga 65 deri në 120 km. Pjesa e poshtme e saj ka një temperaturë pothuajse konstante prej 230 K. Në lartësinë rreth 73 km, fillon shtresa e reve dhe këtu temperatura e mezosferës zvogëlohet gradualisht me lartësinë në 165 K. Në lartësinë afërsisht 95 km, mesopauza fillon, dhe këtu atmosfera përsëri fillon të nxehet në vlerat e rendit 300-400 K. Temperatura është e njëjtë për termosferën e shtrirë sipër, duke u shtrirë deri në kufijtë e sipërm të atmosferës. Vlen të përmendet se, në varësi të ndriçimit të sipërfaqes së planetit nga Dielli, temperaturat e shtresave në anët e ditës dhe natës ndryshojnë ndjeshëm: për shembull, vlerat e ditës për termosferën janë rreth 300 K, dhe vlerat e natës. janë vetëm rreth 100 K. Përveç kësaj, Venusi ka gjithashtu një jonosferë të zgjeruar në lartësitë 100 – 300 km.
Në një lartësi prej 100 km në atmosferën e Venusit ka një shtresë ozoni. Mekanizmi i formimit të tij është i ngjashëm me atë në Tokë.
Afërdita nuk ka fushën e saj magnetike, por ekziston një magnetosferë e induktuar e formuar nga rrymat e grimcave të erës diellore të jonizuara, duke sjellë me vete fushën magnetike të yllit, të ngrirë në lëndën koronare. Linjat e forcës së fushës magnetike të induktuar duket se rrjedhin rreth planetit. Por për shkak të mungesës së fushës së vet, era diellore depërton lirshëm në atmosferën e saj, duke provokuar daljen e saj përmes bishtit magnetosferik.
Atmosfera e dendur dhe e errët praktikisht nuk lejon që rrezet e diellit të arrijnë sipërfaqen e Venusit, kështu që ndriçimi i saj është shumë i ulët.
Struktura
Fotografi nga një anije kozmike ndërplanetare
Informacioni rreth topografisë dhe strukturës së brendshme të Venusit u bë i disponueshëm relativisht kohët e fundit falë zhvillimit të radarit. Imazhet radiofonike të planetit bënë të mundur krijimin e një harte të sipërfaqes së tij. Dihet se më shumë se 80% e sipërfaqes është e mbushur me lavë bazaltike, dhe kjo sugjeron që relievi modern i Venusit u formua kryesisht nga shpërthimet vullkanike. Në të vërtetë, ka shumë vullkane në sipërfaqen e planetit, veçanërisht të vegjël, me një diametër prej rreth 20 kilometrash dhe një lartësi prej 1.5 km. Për momentin është e pamundur të thuhet nëse ndonjëri prej tyre është aktiv. Ka shumë më pak kratere në Venus sesa në planetët e tjerë tokësorë, pasi atmosfera e dendur pengon shumicën e trupave qiellorë të depërtojnë nëpër të. Përveç kësaj, anije kozmike zbuluan kodra deri në 11 km të larta në sipërfaqen e Venusit, duke zënë rreth 10% të sipërfaqes totale.
Një model i unifikuar i strukturës së brendshme të Venusit nuk është zhvilluar deri më sot. Sipas më të mundshmeve, planeti përbëhet nga një kore e hollë (rreth 15 km), një mantel më shumë se 3000 km i trashë dhe një bërthamë masive hekur-nikel në qendër. Mungesa e një fushe magnetike në Venus mund të shpjegohet me mungesën e grimcave të ngarkuara në lëvizje në bërthamë. Kjo do të thotë se bërthama e planetit është e fortë sepse nuk ka lëvizje të materies brenda tij.
Vrojtim
Meqenëse Venusi është më i afërti nga të gjithë planetët me Tokën dhe për këtë arsye është më i dukshëm në qiell, vëzhgimi i saj nuk do të jetë i vështirë. Është e dukshme me sy të lirë edhe gjatë ditës, por gjatë natës ose në muzg, Venusi duket në sy si "ylli" më i ndritshëm në sferën qiellore me një magnitudë prej -4.4 m. Falë një shkëlqimi kaq mbresëlënës, planeti mund të vëzhgohet përmes një teleskopi edhe gjatë ditës.
Ashtu si Mërkuri, Venusi nuk lëviz shumë larg Diellit. Këndi maksimal i devijimit të tij është 47 °. Është më e përshtatshme për ta vëzhguar atë pak para lindjes së diellit ose menjëherë pas perëndimit të diellit, kur Dielli është ende nën horizont dhe nuk ndërhyn në vëzhgimin me dritën e tij të ndritshme, dhe qielli nuk është ende mjaft i errët që planeti të shkëlqejë shumë. Për shkak se detajet në diskun e Venusit janë delikate në vëzhgime, është e nevojshme të përdoret një teleskop me cilësi të lartë. Dhe madje në të, ka shumë të ngjarë, ka vetëm një rreth gri pa asnjë detaj. Megjithatë, në kushte të mira dhe pajisje me cilësi të lartë, ndonjëherë është ende e mundur të shihen forma të errëta, të çuditshme dhe pika të bardha të formuara nga retë atmosferike. Dylbitë janë të dobishme vetëm për të kërkuar Venusin në qiell dhe vëzhgimet e saj më të thjeshta.
Atmosfera në Venus u zbulua nga M.V. Lomonosov gjatë kalimit të tij nëpër diskun diellor në 1761.
Afërdita, si Hëna dhe Mërkuri, ka faza. Kjo shpjegohet me faktin se orbita e tij është më afër Diellit sesa Toka, dhe për këtë arsye, kur planeti është midis Tokës dhe Diellit, vetëm një pjesë e diskut të tij është e dukshme.
Zona e tropopauzës në atmosferën e Venusit, për shkak të kushteve të ngjashme me ato në Tokë, po konsiderohet për vendosjen e stacioneve kërkimore atje dhe madje edhe për kolonizim.
Venusi nuk ka satelitë, por për një kohë të gjatë ekzistonte një hipotezë sipas së cilës më parë ishte Mërkuri, por për shkak të disa ndikimeve të jashtme katastrofike ajo la fushën e saj gravitacionale dhe u bë një planet i pavarur. Përveç kësaj, Venusi ka një kuazi-satelit - një asteroid, orbita e të cilit rreth Diellit është e tillë që nuk i shpëton ndikimit të planetit për një kohë të gjatë.
Për shkak të shumë ngjashmërive me planetin tonë, jeta në Venus u konsiderua e mundur për një kohë të gjatë. Por meqenëse u bë e njohur për përbërjen e atmosferës së saj, efektin serë dhe kushtet e tjera klimatike, është e qartë se një jetë e tillë tokësore në këtë planet është e pamundur.
Venusi është një nga kandidatët për teraformim - ndryshimin e klimës, temperaturës dhe kushteve të tjera në planet në mënyrë që ta bëjë atë të përshtatshëm për jetën në organizmat e Tokës. Para së gjithash, kjo do të kërkojë dërgimin e një sasie të mjaftueshme uji në Venus për të filluar procesin e fotosintezës. Është gjithashtu e nevojshme që temperatura në sipërfaqe të ulet ndjeshëm. Për ta bërë këtë, është e nevojshme të mohohet efekti serë duke shndërruar dioksidin e karbonit në oksigjen, gjë që mund të bëhet nga cianobakteret, të cilat do të duhej të shpërndaheshin në atmosferë.
Planeti Venus është fqinji ynë më i afërt. Venusi i afrohet Tokës më shumë se çdo planet tjetër, në një distancë prej 40 milionë km ose më afër. Distanca nga Dielli në Venus është 108,000,000 km, ose 0,723 AU.
Dimensionet dhe masa e Venusit janë të përafërta me ato të Tokës: diametri i planetit është vetëm 5% më i vogël se diametri i Tokës, masa e tij është 0,815 ajo e Tokës dhe graviteti i tij është 0,91 ai i Tokës. Në të njëjtën kohë, Venusi rrotullohet shumë ngadalë rreth boshtit të saj në drejtim të kundërt me rrotullimin e Tokës (d.m.th., nga lindja në perëndim).
Pavarësisht se në shekujt XVII-XVIII. Astronomë të ndryshëm kanë raportuar vazhdimisht zbulimin e satelitëve natyrorë të Venusit. Aktualisht dihet se planeti nuk ka asnjë.
Atmosfera e Venusit
Ndryshe nga planetët e tjerë tokësorë, studimi i Venusit duke përdorur teleskopë doli të ishte i pamundur, pasi M. V. Lomonosov (1711 - 1765), duke vëzhguar kalimin e planetit në sfondin e Diellit më 6 qershor 1761, ai vërtetoi se Venusi është i rrethuar nga "një atmosferë fisnike ajri, e tillë (nëse jo më e madhe) se ajo që rrethon globin tonë".
Atmosfera e planetit shtrihet në një lartësi 5500 km, dhe dendësia e tij është 35 herë sa dendësia e tokës. Presioni atmosferik në 100 herë më i lartë se në Tokë dhe arrin 10 milionë Pa. Struktura e atmosferës së këtij planeti është paraqitur në Fig. 1.
Hera e fundit që astronomët, shkencëtarët dhe amatorët ishin në gjendje të vëzhgonin kalimin e Venusit në sfondin e diskut diellor në Rusi ishte më 8 qershor 2004. Dhe më 6 qershor 2012 (d.m.th. me një interval 8-vjeçar), kjo fenomen i mahnitshëm mund të vërehet sërish. Pasazhi tjetër do të bëhet vetëm pas 100 vjetësh.
Oriz. 1. Struktura e atmosferës së Venusit
Në vitin 1967, sonda ndërplanetare sovjetike Venera 4 për herë të parë transmetoi informacion rreth atmosferës së planetit, i cili përbëhet nga 96% dioksid karboni (Fig. 2).
Oriz. 2. Përbërja e atmosferës së Venusit
Për shkak të përqendrimit të lartë të dioksidit të karbonit, i cili, si një film, ruan nxehtësinë në sipërfaqe, planeti përjeton një efekt tipik serë (Fig. 3). Falë efektit serë, çdo ekzistencë e ujit të lëngshëm pranë sipërfaqes së Venusit përjashtohet. Temperatura e ajrit në Venus është afërsisht +500 °C. Në kushte të tilla, jeta organike është e përjashtuar.
Oriz. 3. Efekti serë në Venus
Më 22 tetor 1975, sonda sovjetike Venera 9 u ul në Venus dhe transmetoi një raport televiziv nga ky planet në Tokë për herë të parë.
Karakteristikat e përgjithshme të planetit Venus
Falë stacioneve ndërplanetare sovjetike dhe amerikane, tashmë dihet se Venusi është një planet me terren kompleks.
Terreni malor me diferencë lartësie 2-3 km, vullkan me diametër bazë 300-400 km dhe ju
e qindta është rreth 1 km, një pellg i madh (gjatësia 1500 km nga veriu në jug dhe 1000 km nga perëndimi në lindje) dhe zona relativisht të sheshta. Në rajonin ekuatorial të planetit ka më shumë se 10 struktura unazore, të ngjashme me krateret e Mërkurit, me një diametër prej 35 deri në 150 km, por shumë të lëmuara dhe të sheshta. Përveç kësaj, në koren e planetit ekziston një gabim 1500 km i gjatë, 150 km i gjerë dhe rreth 2 km i thellë.
Në vitin 1981, stacionet "Venera-13" dhe "Venera-14" ekzaminuan mostrat e tokës së planetit dhe transmetuan fotografitë e para me ngjyra të Venusit në tokë. Falë kësaj, ne e dimë se shkëmbinjtë sipërfaqësorë të planetit janë të ngjashëm në përbërje me shkëmbinjtë sedimentarë tokësorë, dhe qielli mbi horizontin e Venusit është portokalli-verdhë-jeshile.
Aktualisht, fluturimet njerëzore në Venus nuk kanë gjasa, por në një lartësi prej 50 km nga planeti, temperatura dhe presioni janë afër kushteve në Tokë, kështu që është e mundur të krijohen stacione ndërplanetare këtu për të studiuar Venusin dhe për të rimbushur anijen kozmike.
Venusi është planeti i dytë në sistemin diellor më larg nga ylli kryesor. Shpesh quhet "motra binjake e Tokës", sepse është pothuajse identike me planetin tonë në madhësi dhe është lloji i fqinjit të tij, por përndryshe ka shumë dallime.
Historia e emrit
Trupi qiellor u emërua emëruar pas perëndeshës romake të pjellorisë. Në gjuhë të ndryshme, përkthimet e kësaj fjale ndryshojnë - ekziston një kuptim i tillë si "mëshira e perëndive", spanjisht "guaskë" dhe latinisht - "dashuri, hijeshi, bukuri". I vetmi planet në sistemin diellor, ai ka fituar të drejtën të quhet një emër i bukur femër për faktin se në kohët e lashta ishte një nga më të ndriturit në qiell.
Dimensionet dhe përbërja, natyra e tokës
Venusi është pak më i vogël se planeti ynë - masa e saj është 80% e masës së Tokës. Më shumë se 96% e tij është dioksid karboni, pjesa tjetër është azot me një sasi të vogël të përbërjeve të tjera. Sipas strukturës së tij atmosfera është e dendur, e thellë dhe shumë e vrenjtur dhe përbëhet kryesisht nga dioksidi i karbonit, kështu që sipërfaqja është e vështirë për t'u parë për shkak të një "efekti serë" të veçantë. Presioni atje është 85 herë më i madh se i yni. Përbërja e sipërfaqes në densitetin e saj i ngjan bazalteve të Tokës, por ajo vetë jashtëzakonisht i thatë për shkak të mungesës së plotë të lëngjeve dhe temperaturave të larta. Korja është 50 kilometra e trashë dhe përbëhet nga shkëmbinj silikat.
Hulumtimet nga shkencëtarët kanë treguar se Venusi ka depozita graniti së bashku me uraniumin, toriumin dhe kaliumin, si dhe shkëmbinj bazalt. Shtresa e sipërme e tokës është afër tokës, dhe sipërfaqja është e shpërndarë me mijëra vullkane.
Periudhat e rrotullimit dhe qarkullimit, ndryshimi i stinëve
Periudha e rrotullimit rreth boshtit të tij për këtë planet është mjaft e gjatë dhe është afërsisht 243 ditë tokësore, duke e tejkaluar periudhën e rrotullimit rreth Diellit, e cila është e barabartë me 225 ditë tokësore. Kështu, një ditë Venusiane është më e gjatë se një vit Tokë - kjo është dita më e gjatë në të gjithë planetët e sistemit diellor.
Një veçori tjetër interesante është se Venusi, ndryshe nga planetët e tjerë në sistem, rrotullohet në drejtim të kundërt - nga lindja në perëndim. Në afrimin e tij më të afërt me Tokën, "fqinji" dinak rrotullohet vetëm nga njëra anë gjatë gjithë kohës, duke arritur të bëjë 4 rrotullime rreth boshtit të vet gjatë pushimeve.
Kalendari rezulton të jetë shumë i pazakontë: Dielli lind në perëndim, perëndon në lindje dhe praktikisht nuk ka ndryshim të stinëve për shkak të rrotullimit të tij shumë të ngadaltë rreth vetes dhe "pjekjes" së vazhdueshme nga të gjitha anët.
Ekspeditat dhe satelitët
Anija e parë kozmike e dërguar nga Toka në Venus ishte anija kozmike sovjetike Venera 1, e lëshuar në shkurt 1961, rrjedha e së cilës nuk mund të korrigjohej dhe shkoi shumë larg. Fluturimi i bërë nga Mariner 2, i cili zgjati 153 ditë, u bë më i suksesshëm dhe Sateliti orbital ESA Venus Express kaloi sa më afër, nisur në nëntor 2005.
Në të ardhmen, përkatësisht në 2020-2025, agjencia amerikane e hapësirës planifikon të dërgojë një ekspeditë hapësinore në shkallë të gjerë në Venus, e cila do të duhet të marrë përgjigje për shumë pyetje, veçanërisht në lidhje me zhdukjen e oqeaneve nga planeti, aktivitetin gjeologjik, veçoritë e atmosferës atje dhe faktorët e ndryshimit të saj .
Sa kohë duhet për të fluturuar në Venus dhe a është e mundur?
Vështirësia kryesore e fluturimit për në Venus është se është e vështirë t'i thuash anijes saktësisht se ku të shkojë në mënyrë që të arrijë drejtpërdrejt në destinacionin e saj. Ju mund të lëvizni përgjatë orbitave të tranzicionit të një planeti në tjetrin, sikur ta kapte hapin e saj. Prandaj, një pajisje e vogël dhe e lirë do të shpenzojë një pjesë të konsiderueshme të kohës për këtë. Asnjë njeri nuk ka shkelur ndonjëherë në planet dhe nuk ka gjasa që asaj t'i pëlqejë kjo botë e nxehtësisë së padurueshme dhe erës së fortë. A është thjesht të fluturosh pranë...
Në përfundim të raportit, le të shënojmë edhe një fakt interesant: sot asgjë nuk dihet për satelitët natyrorë ah Venus. Ai gjithashtu nuk ka unaza, por shkëlqen aq shumë saqë në një natë pa hënë është qartë e dukshme nga Toka e banuar.
Nëse ky mesazh do të ishte i dobishëm për ju, do të isha i lumtur t'ju shihja
