Венера (планета)
 
а б в г д е ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ъ ы ь э ю я
 

Венера (планета)

Венера, друга по відстані від Сонця і найближча до Землі планета Сонячної системи, астрономічний знак . Ст була відома також під назвою Уранішньої зірки, Геспера, Веспера, Вечірньої зірки, Фосфору, Люцифера. Середня відстань від Сонця 108 млн. км. (0,723 астрономічної одиниці). Сидеричний період 224 сут 16 ч 49 мін 8 сек. Для земного спостерігача кутова відстань Ст від Сонця не перевищує 48°, унаслідок чого вона видно лише протягом деякого часу після заходу Сонця (вечірня зірка) або незадовго до його сходу (уранішня зірка). Ст — найбільш яскраве (після Сонця і Луни) світило земного піднебіння. У максимумі блиску вона досягає — 4,4 зоряної величини, фази Ст (відкриті Г. Галілєєм в 1610) люди з виключно хорошим зором можуть відмітити неозброєним оком. Кутовий діаметр Ст під час нижнього з'єднання досягає 64». Згідно з наземними спостереженням радіолокацій, середній радіус Ст складає 6050 ± 0,5 км., а відхилення від сферичності ±3 км., маса  маси Сонця, 0,9528 мас Землі.

загрузка...

  При спостереженнях із Землі Ст представляється покритою суцільним хмарним покривом з високою відбивною здатністю (сферичне альбедо 0,6), позбавленим постійних деталей. По окремих темних і яскравих утвореннях, помітних на хмарному покриві в основному в області довжин хвиль 300—400 ним (3000—4000 А), встановлений приблизно 4-добовий період обертання (напрям обертання зворотний, тобто протилежне до руху планет довкола Сонця). Період обертання твердого тіла планети, визначений спостереженнями радіолокацій, складає 243 ± 0,18 сут (напрям обертання також зворотний), причому вісь обертання нахилена до плоскості орбіти не більше ніж на 2°. Можливо, що спостережуваний 4-добовий період обертання хмарного шару пояснюється атмосферним перебігом (швидкість @ 100 км/сек, що в земній атмосфері типово для висот 50—60 км. ) .

  Існування атмосфери Ст встановлене вперше М. В. Ломоносовим при спостереженнях проходження її по диску Сонця в 1761.

  В атмосфері Ст спектроскопічним дорогою надійно встановлена присутність двоокису вуглецю (Co 2 ). У надхмарному шарі, можливо, є окисел вуглецю (CO), пари води (H 2 O), кисень (O 2 ), хлористий водень (Hcl) і фтористий водень (HF). Передбачають, що хмари Ст складаються з кристалів водяного льоду. Відомостей про підхмарний шар атмосфери, отримуваних в результаті наземних оптичних спостережень, практично немає.

  За спостереженнями в радіодіапазоні н інфрачервоної області спектру температура яскравості Ст сильно залежить від довжини хвилі, в якій проводяться спостереження (див. таблиця.).

  Зразковий хід температури яскравості Венери

Довжина хвилі, см

Абс. темп-ра, До

Інфрачервона область

~240

0,1

~300

1,0

~400

1,5

~500

6,0

~700

70,0

500—450

  Виміру в інфрачервоної області спектру відносяться до верхніх шарів хмарного покриву. Поблизу довжини хвилі l = 6 см, очевидно, максимум температури; поблизу l = 70 см температура повільно змінюючись, наближається до 500—450 До (у всіх випадках — температура середня по диску), фазовий хід слабо виражений в міліметровому діапазоні (амплітуда близько 10%), в сантиметровому і дециметровому діапазонах фазовий хід лежить в межах помилок вимірів. Найбільш поширеним поясненням розподілу температури яскравості по спектру є уявлення про гарячу поверхню планети (близько 600—700 До), випромінювання якої на коротких і довгих хвилях поглинається атмосферою. Передбачають, що висока температура поверхні пов'язана з парниковим ефектом, створюваним атмосферою Ст

  Прямі виміри, вперше проведені 18 жовтня 1967 в нижній атмосфері Ст радянською автоматичною міжпланетною станцією «Венера-4» і підтверджені вимірами станцій «Венера-5», «Венера-6» і «Венера-7» (16 травня 1969, 17 травня 1969 і 15 грудня 1970), показали, що температура зростає з наближенням до поверхні з градієнтом близьким до адіабатичного, тиск в поверхні перевищує декілька Мн/м 2 (декілька десятків кгс/см 2 ) . Згідно з прямими дослідженнями, атмосфера Ст складається в основному з вуглекислого газу з домішкою невеликої кількості води (близько 0,1%) і кисню.

  Модель атмосфери, побудована з врахуванням даних як наземних, так і прямих вимірів, приводить до виводу, що середня температура в поверхні Ст складає близько 750 До при тиску близько 10 Мн/м 2 (100 кгс/см 2 ).

  Поверхня планети, мабуть, тверда, ізритость декілька менше за ізритості поверхню Луни. Спостереження радіолокацій виявляють окремі області підвищеної здатності, що відображає, зв'язані, можливо, з рельєфом поверхні.

  Літ.: Шаронов Ст Ст, Планета Венера, М. 1965; Кузьмін А. Д., Радіофізичні дослідження Венери, М., 1967; Мороз Ст І., Фізика планет, М., 1967; Брандт Дж., Ходжа П., Астрофізика сонячної системи, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1967.

  Г. А. Лейкин