Чем понижать давление



рис.1 Венера. Снимок аппарата MESSENGER от 14 января 2008г. Credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Венера — вторая планета от Солнца, размерами, силой тяжести и составом весьма похожая на нашу Землю. В один момент, это и самый броский по окончании Солнца и Луны объект на небе, достигающий звёздной величины в -4,4.

Изучена планета Венера отлично, поскольку её посетили свыше десятка космических аппаратов, но кое-какие вопросы у астрономов однако имеются. Вот только кое-какие из них:

Первый из вопросов касается вращения Венеры: его угловая скорость именно такова, что на протяжении нижнего соединения Венера обращена к Земле всё время одной и той же стороной. Обстоятельства таковой согласованности между орбитальным движением и вращением Венеры Земли пока не ясны.

Вторым вопросом есть источник движения атмосферы Венеры, которая представляет собой сплошной огромный вихрь. Причём движение это весьма замечательное и отличается поразительным постоянством. Что за силы создают атмосферный вихрь таких размеров — неизвестно?

И последний, третий, вопрос — имеется ли на планете Венере жизнь? Дело в том, что на высоте нескольких десятков километров в облачном слое Венеры наблюдаются в полной мере пригодные для жизни организмов условия: не очень высокая температура, подходящее давление и т.д.

Нужно подчернуть, что вопросов, связанных с Венерой, всего полвека назад было значительно больше. Астрономы не знали ничего о поверхности планеты, не знали состава её необычной атмосферы, не знали свойств её магнитосферы и большое количество чего ещё. Но умели находить Венеру на ночном небе, замечать её фазы, связанные с движением планеты около Солнца и т.д. О том как вести такие наблюдения читайте ниже.

рис.2 Вид планеты Венеры с Земли. Credit: Carol Lakomiak

Потому, что Венера ближе к Солнцу чем Земля, она ни при каких обстоятельствах не думается через чур удалённой от него: большой угол между ней и Солнцем образовывает 47.8°. Благодаря таких изюминок положения на небе Земли своей большой яркости Венера достигает незадолго до восхода либо через некоторое время по окончании захода Солнца. В течение 585 дней периоды её вечерней и утренней видимости чередуются: в начале периода Венера видна лишь по утрам, после этого — спустя 263 дня, она подходит весьма близко к Солнцу, и его яркость не разрешает видеть планету в течение 50 дней; после этого наступает период вечерней видимости Венеры, длительностью 263 дня, пока планета опять не скроется на 8 дней, оказавшись между Солнцем и Землёй. Затем чередование видимости повторяется в том же порядке.

Выявить планету Венеру легко, поскольку на ночном небе она — самое броское по окончании Солнца и Луны светило, достигающее в максимуме -4,4 звёздной величины. Отличительным показателем планеты есть её ровный белый цвет.

рис.3 Смена фаз Венеры. Credit:

При наблюдении Венеры, кроме того в небольшой телескоп, возможно заметить как со временем изменяется освещенность её диска, т.е. происходит смена фаз, которую первым замечал Галилео Галилей в 1610 г. При громаднейшем сближении с нашей планетой, освященной остаётся только малая часть Венеры и она принимает вид тоненького серпа. Орбита Венеры сейчас находится под углом 3,4° к орбите Земли, так что в большинстве случаев она проходит чуть выше либо чуть ниже Солнца на расстоянии до восемнадцати солнечных диаметров.

Но время от времени отмечается обстановка, при которой планета Венера находится примерно на одной линии между Землёй и Солнцем и тогда возможно заметить очень редкое астрономическое явление — прохождение Венеры по диску Солнца, при котором планета принимает вид мелкого чёрного пятнышка с диаметром 1/30 солнечного.

рис.4 Прохождение Венеры по диску Солнца. Снимок аппарата NASA's TRACE satellite от 6 августа 2004г. Credit: NASA

Явление это происходит приблизительно 4 раза за 243 года: сперва наблюдаются 2 зимних прохождения с периодичностью 8 лет, после этого продолжается промежуток длительностью 121,5 год, и происходит ещё 2, на данный раз летних, прохождения с той же периодичностью 8 лет. Зимние прохождения Венеры после этого возможно будет замечать лишь через 105,8 лет.

Нужно подчернуть, что в случае если длительность 243-годового цикла — величина относительно постоянная, то периодичность между зимними и летними прохождениями в него изменяется, благодаря маленьких несоответствий в периодах возвращения планет к точкам соединения их орбит.

Так, до 1518 года внутренняя последовательность прохождений Венеры смотрелась как 8-113,5-121,5, а до 546 года случилось 8 прохождений, промежутки между которыми равнялись 121,5 году. Существующая на данный момент последовательность сохранится до 2846 года, по окончании чего её поменяет другая: 105,5-129,5-8.

Последнее прохождение планеты Венеры, длительностью 6 часов, наблюдалось 8 июня 2004 года, следующее состоится 6 июня 2012 года. После этого наступит паузу, окончание которого будет лишь в декабре 2117 года.

Планета Венера, наровне с Меркурием, Марсом, Юпитером и Сатурном, была известна ещё людям эры неолита (нового каменного века). Планету хорошо знали древние греки, египтяне, китайцы, обитатели Вавилона и Центральной Америки, племена Северной Австралии. Но, в связи с изюминками наблюдения Венеры лишь утром либо вечером, древние астрономы думали, что видят совсем различные небесные объекты, исходя из этого и именовали утреннюю Венеру одним именем, а вечернюю — другим. Так, греки вечерней Венере дали имя Веспер, а утренней — Фосфор. Два названия планете дали и древние египтяне: Тайоумутири — утренней Венере и Оуэйти — вечерней. Индейцы майя именовали Венеру Нох Эк — Великая звезда либо Ксукс Эк — Звезда Осы и умели вычислять её синодический период.

Первыми людьми, осознавшими, что Венера утренняя и вечерняя — одна и та же планета, были греческие пифагорейцы; чуть позднее другой старый грек — Гераклид Понтийский, высказал предположение, что Венера и Меркурий вращаются около Солнца, а не Земли. Приблизительно в также время греки дали планете имя богини любви и красоты Афродиты.

А вот привычное для современных людей наименование Венера планета получила от римлян, назвавших её в честь богини-покровительницы всего римского народа, занимавшей в римской мифологии также место, что и Афродита в греческой.

Как видно, древние астрономы только следили за планетой, попутно вычисляя синодические периоды вращения и составляя карты звёздного неба. Делались и попытки вычислить расстояние от Земли до Солнца, замечая за Венерой. Для этого нужно, при прохождении планеты конкретно между Землёй и Солнцем, применяя способ параллакса, измерить незначительные различия времени начала либо окончания прохождения в двух достаточно удалённых точках нашей планеты. Расстояние между точками в будущем употребляется как протяженность базы для определения расстояний до Солнца и Венеры способом триангуляции.

Историки не знают, в то время, когда в первый раз астрономы замечали прохождение планеты Венеры по диску Солнцу, но знают имя человека, первым предсказавшим такое прохождение. Им был германский астроном Иоганн Кеплер, предсказавший прохождение 1631 года. Но, в предсказанном году, ввиду некоторой неточности кеплеровского прогноза, в Европе прохождение никто не замечал.

Но другой астроном — Джерома Хоррокс, уточнив расчёты Кеплера, узнал правильные периоды повторения прохождений, и 4 декабря 1639 года из своего дома в Мач Хул в Англии, смог воочию заметить прохождение Венеры по диску Солнца.

Посредством несложного телескопа Хоррокс спроецировал солнечный диск на доску, где возможно было безопасно для глаз наблюдателя видеть всё, что происходило на фоне солнечного диска. И вот в 15 часов 15 мин., всего за полчаса до заката Солнца, Хоррокс наконец заметил спрогнозированное прохождение. Посредством проведённых наблюдений английский астроном постарался дать оценку расстоянию от Земли до Солнца, которое выяснилось равным 95,6 млн.км.

В 1667 г. Джованни Доменико Кассини предпринял первую попытку выяснить период вращения Венеры около оси. Полученное им значение было весьма далёким от действительного и составляло 23 часа 21 минуту. Связано это было с тем, что Венеру приходилось замечать только раз в день и лишь в течении нескольких часов. Направляя свой телескоп на планету в течении нескольких суток и видя всё время одну и ту же картину Кассини пришёл к выводу, что планета Венера сделала полный оборот около оси.

По окончании наблюдений Хоррокса и Кассини, зная расчёты Кеплера астрономы всей земли с нетерпением ожидали следующей возможности замечать прохождение Венеры. И такая возможность им представилась в 1761 году. Среди астрономов, ведших наблюдения, был и наш русский учёный Михаил Васильевич Ломоносов, нашедший при вступлении планеты на солнечный диск, и при сходе с него броское кольцо около чёрного диска Венеры. Ломоносов растолковал замечаемое явление, потом названное его именем (явление Ломоносова) наличием у Венеры атмосферы, в которой преломлялись солнечные лучи.

Спустя 8 лет наблюдения продолжили английский астроном Уильям Гершель и германский астроном Иоганн Шретер, вторично открыв венерианскую атмосферу.

В 60-х годах XIX века астрономы стали делать попытки узнать состав найденной атмосферы Венеры, и в первую очередь выяснить наличие в ней кислорода и пара посредством спектрального анализа. Но ни кислорода, ни пара отыскано не было. Спустя какое-то время, уже в XX веке, попытки отыскать газы жизни возобновились: наблюдения и изучения вели А. А. Белопольский в Пулкове (Россия) и Весто Мелвин Слайфер во Флагстаффе (США).

В том же XIX в. итальянский астроном Джованни Скиапарелли снова постарался установить период вращения Венеры около своей оси. Предположив, что обращение Венеры к Солнцу неизменно одной стороной связано с её весьма медленным вращением он установил период её вращения около оси как равный 225 дням, что было на 18 дней меньше настоящего.

рис.7 Обсерватория Маунт-Вилсон. Credit: MWOA

В 1923 году Эдисон Петтит и Сэт Николсон на обсерватории Маунт-Вилсон на горе Вильсон в Калифорнии (США) приступили к измерениям температуры верхних туч Венеры, каковые потом проводили многие учёные. Спустя 9 лет американские астрономы У. Адамс и Т. Дэнхем на той же обсерватории зафиксировали в спектре Венеры три полосы, находящиеся в собствености углекислому газу (CO2 ). Интенсивность полос разрешила сделать вывод о том, что количество этого газа в атмосфере Венеры многократно превышает его содержание в воздухе Земли. Других газов в венерианской атмосфере найдено не было.

В 1955 году Уильям Синтон и Джон Стронг (США) измерили температуру облачного слоя Венеры, которая оказалась равной -40°С, а вблизи полюсов планеты ещё ниже.

Не считая американцев изучением облачного слоя второй от Солнца планеты занимались советские учёные Н. П. Барабашов, В.В. Шаронов и В.И. Езерский, французский астроном Б. Лио. Их изучения, и теория рассеяния света плотными атмосферами планет, развитая Соболевым, свидетельствовали о том, что размеры частиц туч Венеры около одного микрометра. Учёным оставалось только узнать природу этих частиц и более детально изучить всю толщу облачного слоя Венеры, а не только его верхнюю границу. А для этого нужно было отправить к планете межпланетные станции, каковые потом и были созданы учёными и инженерами СССР и США.

Первым космическим аппаратом, запущенным к планете Венере была Венера-1. Произошло это событие 12 февраля 1961 года. Но спустя какое-то время связь с аппаратом была утрачена и Венера-1 вышла на орбиту спутника Солнца.

рис.8 Венера-4. Credit: NSSDC

рис.9 Венера-5. Credit: NSSDC

Неудачной была и следующая попытка: аппарат Венера-2 пролетел на расстоянии 24 тыс. км. от планеты. Только Венера-3, запущенная СССР в 1965 г. смогла подойти относительно близко к планете а также приземлиться на её поверхность, чему содействовал намерено сконструированный спускаемый аппарат. Но в связи с выходом из строя системы управления станцией каких-либо информации о Венере получено не было.

Спустя 2 года — 12 июня 1967 года к планете отправилась Венера-4, кроме этого оснащённая спускаемым аппаратом, целью которого было изучение физических свойств и состава венерианской атмосферы посредством 2 термометров сопротивления, барометрического датчика, ионизационного измерителя плотности атмосферы и 11 патронов-газоанализаторов. Свою цель аппарат выполнил, установив наличие огромного количества углекислого газа, не сильный магнитного поля, окружающего планету и отсутствие радиационных поясов.

В 1969 г. с промежутком всего 5 дней к Венере отправились сходу 2 межпланетные станции с порядковыми номерами 5 и 6.

Их спускаемые аппараты, оснащённые радиопередатчиками, радиовысотомерами и другой научной аппаратурой, передавали сведения о давлении, температуре, плотности и химическом составе атмосферы на протяжении спуска. Стало известно, что давление венерианской атмосферы достигает 27 атмосфер; может ли оно быть больше указанную величину узнать не удалось: спускаемые аппараты на большее давление просто не были вычислены. Температура венерианской атмосферы при спуске аппаратов колебалась от 25° до 320°C. В составе атмосферы преобладал углекислый газ с маленьким числом азота, кислорода и примесью пара.

рис.10 Маринер-2. Credit: NASA/JPL

Не считая космических аппаратов СССР изучением планеты Венеры занимались американские аппараты серии Маринер, первый из которых с порядковым номером 2 (№1 потерпел аварию на старте) пролетел мимо планеты в декабре 1962-ого года, выяснив температуру её поверхности. Подобным образом, пролетая мимо планеты в 1967 году, Венеру изучил и другой аппарат НАСА — Маринер-5. Делая свою программу пятый по номеру Маринер подтвердил преобладание в атмосфере Венеры углекислого газа, узнал, что давление в толще данной атмосферы может быть около 100 атмосфер, а температура — 400°C.

Нужно подчернуть, что изучение планеты Венеры в 60-е гг. шло и с Земли. Так, посредством способов радиолокации, американские и советские астрономы установили, что вращение Венеры - обратное, а период вращения Венеры

15 декабря 1970-ого года космический аппарат Венера-7 в первый раз достиг поверхности планеты и, проработав на ней 23 минуты, передал информацию о составе атмосферы, температуре разных её слоев, и давлении, которое по итогам измерений выяснилось равным 90 атмосферам.

Спустя полтора года — в июле 1972 г. на поверхность Венеры приземлился ещё один коммунистический аппарат.

Посредством научной аппаратуры, установленной на спускаемом аппарате, была измерена освещённость на поверхности Венеры, равная 350±150 люкс (как на Земле в пасмурный сутки), и плотность поверхностных пород, равная 1,4 г/см 3. Было обнаружено, что облака Венеры лежат на высоте от 48 до 70 км, имеет слоистую структуру и складываются из капелек 80% серной кислоты.

В феврале 1974 года мимо Венеры пролетел Маринер-10, в течение 8 дней фотографировавший её облачный покров с целью изучения динамики атмосферы. По взятым снимкам удалось выяснить период вращения венерианского облачного слоя равный 4 дням. Кроме этого стало известно, что вращение это происходит по часовой стрелке в случае если наблюдать с северного полюса планеты.

рис.11 Спускаемый аппарат Венеры-10. Credit: NSSDC

Через пара месяцев — в октябре 74-ого на поверхность Венеры приземлились советские космические аппараты с порядковыми номерами 9 и 10. Приземлившись в 2200 км друг от друга они передали на Землю первые панорамы поверхности в местах посадок. В течение часа спускаемые аппараты передавали научную данные с поверхности на космические аппараты, каковые были переведены на орбиты неестественных спутников Венеры и ретранслировали её на Землю.

направляться подчернуть, что по окончании полётов Венер-9 и 10 СССР все космические аппараты данной серии запускал парами: сперва к планете отправлялся один аппарат, после этого с минимальным временным промежутком — другой.

Так, в сентябре 1978-ого, к Венере отправились Венера-11 и Венера-12. 25 декабря того же года их спускаемые аппараты достигли поверхности планеты, сделав наряду с этим ряд снимков и передав часть из них на Землю. Часть, по причине того, что у одного из спускаемых аппаратов не открылись защитные крышки камеры.

При спуске аппаратов, в атмосфере Венеры были зарегистрированы электрические разряды, причём очень замечательные и нередкие. Так, один из аппаратов распознал 25 разрядов в секунду, другой — около тысячи, причём один из раскатов грома длился 15 мин.. Как считают астрономы, электрические разряды были связаны с активной вулканической активностью в местах спуска космических аппаратов.

Приблизительно в также самое время изучение Венеры уже вёл космический аппарат американской серии — Пионер-Венера-1, запущенный 20 мая 1978 года.

Выйдя на 24-часовую эллиптическую орбиту около планеты 4 декабря, аппарат в течении полутора лет делал радиолокационное картографирование поверхности, изучал магнитосферу, ионосферу и облачное строение Венеры.

рис.12 Пионер-Венера-1. Credit: NSSDC

Следом за первым пионером, к Венере отправился и второй. Случилось это 8 августа 1978 года. 16 ноября от аппарата отделился первый и самый большой из спускаемых аппаратов, спустя 4 дня отделились 3 других спускаемых аппарата. 9 декабря все четыре модуля вошли в атмосферу планеты.

По итогам изучения спускаемых аппаратов Пионер-Венеры-2 был выяснен состав атмосферы Венеры, в следствии чего стало известно, что содержание в ней концентрации аргона-36 и аргона-38 в 50-500 раз превышает концентрацию этих газов в атмосфере Земли. Атмосфера состоит в основном из углекислого газа, с маленьким числом азота и других газов. Под самыми тучами планеты были обнаружены следы водяных паров и более высокая, чем предполагалась, концентрация молекулярного кислорода.

Сам же облачный слой, как выяснилось, состоит минимум из 3-х хорошо выраженных слоёв.

Верхний из них, лежащий на высотах 65-70 км, содержит капли концентрированной серной кислоты. 2 других слоя по составу приблизительно однообразны, с тем только различием, что в самом нижнем из преобладают более большие частицы серы. На высотах ниже 30 км. атмосфера Венеры относительно прозрачна.

При спуске, аппараты проводили измерения температуры, каковые подтвердили колоссальный парниковый эффект, царящий на Венере. Так, в случае если на высотах около 100 км температура составляла -93°C, то на верхней границе туч -40°C, и после этого продолжала возрастать, достигая у самой поверхности 470°C.

В октябре-ноябре 1981 года, с промежутком 5 дней, в путь отправились Венера-13 и Венера-14, спускаемые аппараты которых в марте, уже 82-ого, достигли поверхности планеты, передав на Землю панорамные изображения мест посадки, на которых было видно жёлто-зелёное венерианское небо, и изучив состав венерианского грунта, в котором обнаружились: кремнезём (до 50% от всей массы грунта), алюминиевые квасцы (16%), окислы магния (11%), железа, кальция и других элементов. Помимо этого, посредством звукозаписывающего устройства, установленного на Венере-13 учёные в первый раз услышали звуки другой планеты, в частности — раскаты грома.

рис.13 Поверхность планеты Венеры. Снимок аппарата Венера-13 от 1 марта 1982г. Credit: NSSDC

2 июня 1983 г. к планете Венере отправилась АМС (автоматическая межпланетная станция) Венера-15, которая 10 октября того же года вышла на полярную орбиту около планеты. 14 октября на орбиту была выведена Венера-16, запущенная на 5 дней позднее. Обе станции были предназначены для изучения венерианского рельефа, применяя установленные на их борту радиолокаторы. Проработав совместно более восьми месяцев станции взяли изображение поверхности планеты в пределах широкой области: от северного полюса до

30° северной широты. В следствии обработки этих данных была составлена подробная карта северного полушария Венеры на 27 страницах и выпущен первый атлас рельефа планеты, который, но, охватывал только 25% её поверхности. Кроме этого, по данным съёмок аппаратов, советские и американские картографы в рамках первого международного проекта по внеземной картографии, проходившего под эгидой Академии наук и NASA, совместно создали серию из трёх обзорных карт северной Венеры. Презентация данной серии карт называющиеся Набор для планирования полёта Магеллана состоялась летом 1989 года на Интернациональном геологическом конгрессе в Вашингтоне.

рис.14 Спускаемый модуль АМС Вега-2. Credit: NSSDC

По окончании Венер изучение планеты продолжили советские АМС серии Вега. Всего этих аппаратов было два: Вега-1 и Вега-2, каковые, с отличием в 6 дней, стартовали к Венере в 1984 году. Спустя полгода аппараты близко подошли к планете, после этого от них отделились спускаемые модули, каковые, войдя в атмосферу, также разделились на посадочные модули и аэростатные зонды.

2 аэростатных зонда, по окончании наполнения оболочек их парашютов гелием, дрейфовали на высоте около 54 км в различных полушариях планеты, и передавали данные в течение двух суток, пролетев за это время путь длиной около 12 тыс.км. Средняя скорость, с которой зонды пролетели данный путь, составляла 250 км/ч, чему содействовало замечательное глобальное вращение атмосферы Венеры.

Данные зондов продемонстрировали наличие весьма активных процессов в облачном слое характеризующихся замечательными восходящими и нисходящими потоками.

В то время, когда зонд Веги-2 пролетал в районе Афродиты над вершиной высотой 5 км, он попал в воздушную яму, резко сократившись на 1,5 км. Оба зонда кроме этого зафиксировали грозовые разряды.

Посадочные аппараты проводили изучение облачного слоя и состава атмосферы, пока понижались, по окончании чего, совершив мягкую посадку на равнине Русалки, приступили к анализу грунта посредством измерения рентгенофлюоресцентных спектров. В обеих точках, где произвели посадку модули, ими были обнаружены породы с относительно низкими содержаниями естественных радиоактивных элементов.

В 1990 году, при совершении гравитационных манёвров, мимо Венеры пролётал аппарат Galileo (Галилео), с которого была проведена съёмка инфракрасным спектрометром NIMS, из-за которой стало известно, что на волнах длиной 1,1, 1,18 и 1,02 мкм сигнал коррелирует с топографией поверхности, другими словами для соответствующих частот существуют окна, через каковые видна поверхность планеты.

рис.15 Загрузка межпланетной станции Магеллан в грузовой отсек космического корабля Атлантис. Credit: JPL

Годом ранее — 4 мая 1989 г. к планете Венере отправилась межпланетная станция НАСА Магеллан, которая, проработав до октября 1994 года, взяла фотографии фактически всей поверхности планеты, попутно делая ряд опытов.

Съёмка проводилась до сентября 1992 года, покрыв 98% поверхности планеты. Выйдя в августе 1990 года на вытянутую полярную орбиту около Венеры с высотами от 295 до 8500 км и периодом обращения 195 мин. аппарат при каждом сближении с планетой картографировал узкую полосу шириной от 17 до 28 км и длиной около 70 тыс. км. Всего таких полос оказалось 1800.

Потому, что Магеллан многократно снимал многие участки с различных углов, что разрешило составить трёхмерную модель поверхности, и изучить вероятные трансформации ландшафта. Стереоизображение было получено для 22% венерианской поверхности. Помимо этого были составлены: карта высот поверхности Венеры, полученная посредством альтиметра (высотомера) и карта электропроводности её горных пород.

По итогам снимков, на которых легко различались детали размером до 500 м, было обнаружено, что поверхность планеты Венеры по большей части занята холмистыми равнинами, и сравнительна юная по геологическим меркам — порядка 800 млн.лет. Метеоритных кратеров на поверхности относительно мало, но довольно часто видятся следы деятельности вулканов.

С сентября 1992 года по май 1993 года Магеллан занимался изучением гравитационного поля Венеры. В это время он не осуществлял радиолокацию поверхности, а транслировал постоянный радиосигнал на Землю. По трансформации частоты сигнала возможно было выяснить мельчайшие трансформации скорости аппарата (т.н. допплеровский эффект), что разрешало выявлять все особенности гравитационного поля планеты.

В мае Магеллан приступил к своему первому опыту: применению на практике технологии атмосферного торможения, для уточнения взятых ранее сведений о гравитационном поле Венеры. Для этого его нижняя точка орбиты была мало снижена, дабы аппарат задевал верхние слои атмосферы и изменял параметры орбиты без затрат топлива. В августе орбита Магеллана пролегала по высотам 180-540 км, имея период обращения 94 минуты. По итогам всех измерений была составлена гравитационная карта, охватившая 95 % поверхности Венеры.

Наконец в сентябре 1994 года был проведён последний опыт, целью которого было изучение верхних слоёв атмосферы. Солнечные панели аппарата были развёрнуты подобно лопастям ветряной мельницы, а орбита Магеллана снижена. Это разрешило получить данные о поведении молекул в самых верхних слоях атмосферы. 11 октября орбита была снижена в последний раз, а 12 октября, при входе в плотные слои атмосферы, связь с аппаратом была утрачена.

За время своей работы Магеллан сделал пара тысяч витков по орбите около Венеры, троекратно сделав съёмку планеты посредством радиолокаторов бокового обзора.

рис.16 Цилиндрическая карта поверхности планеты Венеры, составленная из снимков межпланетной станции Магеллан. Credit: NASA/JPL

По окончании полёта Магеллана в течении продолжительных 11 лет в истории изучения Венеры космическими аппаратами царил паузу. Программа межпланетных изучений СССР была свёрнута, американцы переключились на другие планеты, прежде всего на газовые гиганты. Юпитер и Сатурн. И только 9 ноября 2005 года Космическое агентство ЕС (ESA) послало к Венере космический аппарат нового поколения Венера Экспресс (Venus Express), созданный на той же платформе, что и запущенный 2 годами ранее Mars Express.

рис.17 Venus Express. Credit: ESA

Спустя 5 месяцев по окончании запуска — 11 апреля 2006 года аппарат прибыл к планете Венере, скоро выйдя на очень сильно вытянутую эллиптическую орбиту и став её неестественным спутником. В наиболее удалённой точке орбиты от центра планеты (апоцентре) Venus Express уходил на расстояние 220 тысяч километров от Венеры, а в самой близкой (перицентре) проходил на высоте всего 250 километров от поверхности планеты.

Через некоторое время, благодаря узким коррекциям орбиты перицентр Venus Express был опущен ещё ниже, что разрешило аппарату входить в самые верхние слои атмосферы, и, за счёт аэродинамического трения, раз за разом незначительно, но с уверенностью, сбавляя скорость уменьшать высоту апоцентра. В следствии параметры орбиты, которая стала околополярной, купили следующие параметры: высота апоцентра — 66 000 километров, высота перицентра — 250 километров, период обращения аппарата по орбите — 24 часа.

Параметры околополярной рабочей орбиты Венеры Экспресс были выбраны неслучайно: так период обращения в 24 часа удобен для регулярной связи с Землей: сблизившись с планетой, аппарат собирает научную данные, а удалившись от неё, проводит 8-часовой сеанс связи, передавая за раз до 250 Мб информации. Ещё одной принципиально важно изюминкой орбиты есть её перпендикулярность экватору Венеры, почему аппарат имеет возможность подробно изучить полярные районы планеты.

При выходе на околополярную орбиту с аппаратом случилась досадная неприятность: вышел из строя, вернее был отключён, спектрометр PFS, предназначенный для изучения состава атмосферы. Как выяснилось, заклинило зеркало, которое должно было переключать взор прибора с эталонного источника (на борту зонда) на планету. По окончании ряда попыток обойти сбой инженеры смогли развернуть зеркало на 30 градусов, но этого выяснилось не хватает для работы прибора, и в итоге его пришлось отключить.

12 апреля аппарат в первый раз снял ранее не фотографировавшийся ранее южный полюс Венеры. Эти первые фотографии, полученные при помощи спектрометра VIRTIS с высоты 206 452 километров над поверхностью, разрешили распознать чёрную воронку, аналогичную подобному образованию над северным полюсом планеты.



рис.18 Облака над поверхностью Венеры. Credit: ESA

24 апреля камера VMC сделала серию снимков облачного покрова Венеры в ультрафиолетовом диапазоне, что связано со большим — 50-и процентным, поглощением этого излучения в атмосфере планеты. По окончании привязки к координатной сетке оказалось мозаичное изображение, охватывающее большую площадь туч. При анализе этого изображения были распознаны малоконтрастные ленточные структуры, являющиеся результатом действия сильных ветров.

Спустя месяц по окончании прибытия — 6 мая в 23 часа 49 мин. по Москве (19:49 UTC), Venus Express перешёл на свою постоянную рабочую орбиту с периодом обращения 18 часов.

29 мая станция провела инфракрасную съёмку южной полярной области, найдя вихрь очень неожиданной формы: с двумя территориями самообладания, каковые сложным образом связаны между собой. Изучив подробнее снимок учёные пришли к выводу, что перед ними 2 различные структуры, лежащие на разной высоте. Как устойчиво это атмосферное образование, пока неясно.

29 июля VIRTIS сделал 3 снимка атмосферы Венеры, из которой была составлена мозаика, показывающая её сложное строение. Снимки были сделаны с промежутком около 30 мин. и уже заметно не совпадали на границах, что говорит о высокой динамичности атмосферы Венеры, связанной с ураганными ветрами, дующими со скоростями свыше 100 м/сек.

Другой установленный на Venus Express спектрометр — SPICAV установил, что облака в атмосфере Венеры смогут подниматься до 90-километровой высоты в виде плотного тумана и до 105 километров, но уже в виде более прозрачной дымки. Ранее другие космические аппараты фиксировали облака только до высоты 65 километров над поверхностью.

Также, посредством блока SOIR в составе спектрометра SPICAV учёные нашли в атмосфере Венеры тяжёлую воду, в состав которой входят атомы тяжёлого изотопа водорода — дейтерия. Простой же воды в атмосфере планеты достаточно для того, чтобы покрыть всю её поверхность 3-сантиметровым слоем.

Кстати, зная процентное отношение тяжёлой воды к простой возможно оценить динамику водного баланса Венеры в прошлом и настоящем. Согласно этой информации было выдвинуто предположение, что в прошлом на планете имел возможность существовать океан глубиной пара сотен метров.

Ещё один серьёзный научный прибор, установленный на Венера Экспресс — анализатор плазмы ASPERA, зарегистрировал высокую скорость ухода вещества из атмосферы Венеры, и отследил траектории других частиц, в частности ионов гелия, имеющих солнечное происхождение.

Венера Экспресс продолжает работать до сих пор, не смотря на то, что предполагаемая продолжительность миссии аппарата конкретно на планете составляла 486 земных дней. Но миссия могла быть продлена, в случае если разрешат ресурсы станции, ещё на такой же временной отрезок, что по всей видимости и случилось.

В настоящее время в России уже ведётся разработка принципиально нового космического аппарата — межпланетной станции Венера-Д, предназначенной для детального изучения атмосферы и поверхности Венеры. Как ожидается, станция сможет проработать на поверхности планеты 30 дней, быть может, — более.

По другую сторону океана — в Соединенных Штатах, по заказу NASA корпорация Глобал Аэроспэйс кроме этого сравнительно не так давно начала разрабатывать проект изучения Венеры посредством аэростата, т.н. Управляемого воздушного робота-исследователя либо DARE.

Предполагается, что аэростат DARE диаметром 10 м будет курсировать в облачном слое планеты на высоте 55 км. Высота и направление полёта DARE будет регулироваться стратопланом, который выглядит как небольшой самолёт.

На тросе под аэростатом расположится гондола с телекамерами и несколькими десятками маленьких зондов, каковые будут сбрасываться на поверхность в увлекательных для наблюдения районах и изучать состав самых различных геологических структур на поверхности планеты. Районы эти будут выбираться исходя из подробной съёмки местности.

Продолжительность миссии аэростата — от полугода до года.

рис.19 Расстояние от планет земной группы до Солнца. Credit: Lunar and Planetary Institute

Около Солнца планета Венера движется по близкой к круговой орбите, наклонённой к плоскости эклиптики под углом 3°23'39''. Эксцентриситет венерианской орбиты — самый небольшой в нашей системе, и образовывает всего 0,0068. Исходя из этого расстояние от планеты до Солнца постоянно остаётся приблизительно однообразным, составляя 108,21 млн. км. А вот расстояние между Землёй и Венерой изменяется, причём в широких пределах: от 38 до 258 млн. км.

По своей орбите, расположенной между орбитами Меркурия и Земли, планета Венера движется со средней скоростью 34,99 км/сек и сидерическим периодом, равным 224,7 земных дней.

Около своей оси Венера вращается значительно медленнее, чем по орбите: Земля успевает повернутся 243 раза, а Венера — лишь 1. Т.е. период её вращения около своей оси образовывает 243,0183 земных дней.

Причём вращение это происходит не с запада на восток, как у всех остальных планет, не считая Урана, а с востока на запад.

Обратное вращение планеты Венеры ведет к тому, что сутки на ней продолжается 58 земных дней, столько же продолжается ночь, а длительность венерианских дней равна 116,8 земным, так что в течении венерианского года возможно заметить только 2 восхода и 2 захода Солнца, причём восход будет происходить на западе, а заход — на востоке.

Скорость вращения жёсткого тела Венеры с уверенностью возможно выяснить лишь радиолокацией, из-за сплошного облачного покрова, скрывающего её поверхность от наблюдателя. В первый раз радиолокационное отражение от Венеры было получено в 1957 г, причём сперва радио импульсы посылались на Венеру с целью измерения расстояния для уточнения астрономической единицы.

В 80-е годы США и СССР стали исследовать размытие отражённого импульса по частоте (спектр отражённого импульса) и затягивание во времени. Размытие по частоте разъясняется вращением планеты (эффект Доплера), затягивание во времени — разным расстоянием до центра и краёв диска. Эти изучения проводились главным образом на радиоволнах дециметрового диапазона.

Помимо этого, что вращение Венеры обратное, оно владеет ещё одной весьма занимательной изюминкой. Угловая скорость этого вращения (2,99•10 -7 рад/сек) именно такова, что на протяжении нижнего соединения Венера обращена к Земле всё время одной и той же стороной. Обстоятельства таковой согласованности между орбитальным движением и вращением Венеры Земли пока не ясны.

И напоследок скажем о том, что наклон плоскости экватора Венеры к плоскости её орбиты не превышает 3°, почему сезонные трансформации на планете незначительны, а времён года вовсе нет.

Средняя плотность Венеры — одна из самых высоких в нашей системе: 5,24 г/см 3. что только на 0,27 г меньше чем плотность Земли. Весьма похожи кроме этого массы и объёмы обеих планет, с той отличием, что у Земли эти параметры больше: масса в 1,2 раза, объём в 1,15 раз.

рис.20 Внутреннее строение планеты Венеры. Credit: NASA

Исходя из рассмотренных параметров обеих планет возможно сделать вывод, что и внутреннее строение их схожее. И вправду: Венера, так же как и Земля складывается из 3-х слоёв: коры, мантии и ядра.

Самый верхний слой — венерианская кора, толщиной приблизительно 16 км. Состоит кора из базальтов, имеющих низкую плотность — порядка 2,7 г/см 3. и сформированных в следствии излияния лавы на поверхность планеты. Возможно исходя из этого у венерианской коры довольно малый геологический возраст — порядка 500 млн.лет. Как считают кое-какие учёные процесс излияния потоков лавы на поверхность Венеры происходит с некой периодичностью: сперва вещество в мантии, благодаря распаду радиоактивных элементов, нагревается: конвективные потоки либо плюмы взламывают кору планеты, образуя неповторимые детали поверхности — тессеры. Достигнув определённой температуры потоки лавы пробивают себе выход на поверхность, покрывая слоем базальтов практически всю планету. Излияния базальтов происходили много раз, а в периоды затишья деятельности вулканов лавовые равнины подвергались растяжению за счёт охлаждения, и тогда формировались пояса венерианских трещин и гряд. Около 500 млн. лет назад процессы в верхней мантии Венеры словно бы затихли, быть может, за счёт истощения внутреннего тепла.

Под планетарной корой лежит второй слой — мантия, которая простирается на глубину порядка 3300 км до границы с металлическим ядром. По всей видимости мантия Венеры складывается из двух слоёв: жёсткой нижней мантии и частично расплавленной верхней.

Ядро Венеры, масса которого образовывает около четверти всей массы планеты, а плотность — 14 г/см 3 — жёсткое либо частично расплавленное. Данное предположение выдвинуто на основании изучения магнитного поля планеты, которого попросту нет. А раз нет магнитного поля, значит нет источника, который это магнитное поле генерирует, т.е. в металлическом ядре нет перемещения заряженных частиц (конвективных потоков), следовательно, движения вещества в ядре не происходит. Правда магнитное поле может не генерироваться и из-за медленного вращения планеты.

Форма планеты Венеры близка к сферической. Более точно она возможно представлена трёхосным эллипсоидом, у которого полярное сжатие на два порядка меньше, чем у Земли.

В экваториальной плоскости полуоси эллипсоида Венеры равны 6052,02±0,1 км и 6050,99±0,14 км. Полярная полуось образовывает 6051,54±0,1 км. Зная эти размеры возможно вычислить площадь поверхности Венеры — 460 млн. км 2.

рис.21 Сравнение планет Нашей системы. Credit:

Информацию о размерах жёсткого тела Венеры были взяты с применением радиоинтерференционных способов и уточнены при помощи радиовысотометрических и траекторных измерений, в то время, когда планета оказалась в пределах досягаемости космических аппаратов.

рис.22 Эстла регион на Венере. Вдалеке виден большой вулкан. Credit: NASA/JPL

Солидную часть поверхности Венеры занимают равнины (до 85% от всей площади планеты), среди которых преобладают гладкие, незначительно осложнённые сетью узких извилистых пологосклонных гряд, базальтовые равнины. Значительно меньшую площадь чем гладкие занимают лопастные либо холмистые равнины (до 10% поверхности Венеры). Для них обычны языковидные выступы, как бы лопасти, различающиеся по радиояркости, каковые смогут быть трактованы как широкие лавовые покровы маловязких базальтов, и бессчётные конусы и купола диаметром 5-10 км, время от времени с кратерами на вершинах. Видятся на Венере и участки равнин, густо покрытые трещинами либо же фактически не нарушенные тектоническими деформациями.

рис.23 Архипелаг Иштар. Credit: NASA/JPL/USGS

Кроме равнин на поверхности Венеры найдены три широкие возвышенные области, которым присвоены имена земных богинь любви.

Одна из таких областей — архипелаг Иштар, представляет собой широкую горную область в северном полушарии, аналогичную по размерам с Австралией. В центре архипелага лежит плато Лакшми вулканического происхождения, которое по площади в два раза больше земного Тибета. С запада плато ограничивается горами Акны, с северо-запада — горами Фрейи, высотой до семи километров и с юга — складчатыми горами Дану и уступами Весты и Ут, с неспециализированным понижением до трех километров и более. Восточная часть плато врезается в высочайшую горную систему Венеры — горы Максвелла, названные в честь английского физика Джеймса Максвелла. Центральная часть горного массива возвышается на 7 км, а отдельные горные вершины, расположенные вблизи нулевого меридиана (63° с.ш. и 2.5° в.д.) вздымаются до высот 10,81-11,6 км, на 15 км выше самой глубокой венерианской впадины, которая лежит неподалеку от экватора.

Другая возвышенная область — архипелаг Афродиты, протянувшийся вдоль венерианского экватора, по размерам ещё больше: 41 млн. км 2. не смотря на то, что высоты тут ниже.

Эта большую территорию, расположенная в экваториальной области Венеры и протянувшаяся на 18 тыс. км, охватывает долготы от 60° до 210°. Она простирается от 10° с.ш. до 45° ю.ш. более чем на 5 тыс. км, а её восточная оконечность — область Атлы — тянется до 30° с.ш.

Третьей возвышенной областью Венеры есть земля Лады, лежащая в южном полушарии планеты и противоположная архипелагу Иштар. Это достаточно ровная территория, средняя высота поверхности которой близка к 1 км, а максимум (чуть более трех километров) достигается в венце Кецальпетлатль диаметром 780 км.

рис.24 Тессера Ba'het. Credit: NASA/JPL

Не считая этих возвышенных областей, из-за своих размеров и высот, именуемых землями, на поверхности Венеры выделяются и другие, менее широкие. Такие, к примеру, как тессеры (от греч. — черепица), воображающие собой возвышенности либо нагорья размерами от сотен до тысяч километров, поверхность которых пересечена в различных направлениях системами ступенчатых хребтов и разделяющих их желобов, образованных роями тектонических разломов.

Хребты либо гряды в пределах тессер смогут быть линейными и протяжёнными: до многих сотен километров. А смогут быть и острыми либо, напротив, закруглёнными, время от времени и с плоской вершинной поверхностью, ограниченной вертикальными уступами, что напоминает сочетание ленточных грабенов и горстов в земных условиях. Часто гряды напоминают сморщенную пленку застывшего киселя либо канатные лавы базальтов Гавайских островов. Высотой гряды смогут быть до двух километров, а уступов — до 1 км.

Желоба, разделяющие гряды, выходят далеко за пределы нагорий, протягиваясь на тысячи километров по широким венерианским равнинам. По топографии и морфологии они похожи на рифтовые территории Земли и, наверное, имеют ту же природу.

Образование же самих тессер связывают с неоднократными тектоническими движениями верхних слоёв Венеры, сопровождаемых сжатиями, растяжениями, расколами, поднятиями и опусканиями разных участков поверхности.

Это, нужно сказать, наиболее древние геологические образования на поверхности планеты, исходя из этого и названия им присвоены соответствующие: в честь богинь, связанных со временем и судьбой. Так, большое нагорье, протянувшееся на 3 000 км рядом от северного полюса, названо тессерой Фортуны, к югу от него находится тессера Лаймы, носящая имя латышской богини счастья и судьбы.

Вместе с землями либо континентами тессеры занимают чуть более 8,3% территории планеты, т.е. ровно на порядок меньшую площадь чем равнины, и вероятно являются фундаментом большой, если не всей, территории равнин. Оставшиеся 12% территории Венеры занимают 10 типов рельефа: венцы, тектонические разломы и каньоны, вулканические купола, арахноиды, загадочные каналы (борозды, линии), гряды, кратеры, патеры, кратеры с чёрными параболами, бугры. Рассмотрим любой из этих элементов рельефа более детально.

рис.25 Венец — неповторимая деталь рельефа на Венере. Credit: NASA/JPL

Венцы, являющиеся наравне с тессерами, неповторимыми деталями рельефа поверхности Венеры, являются большие вулканические депрессии овальной либо круглой формы с немного поднятой центральной частью, окружённые валами, хребтами, углублениями. Центральную часть венцов занимает широкое межгорное плато, от которого кольцами отходят горные гряды, довольно часто возвышающиеся над центральной частью плато. Кольцевое обрамление венцов в большинстве случаев неполное.

Венцов на планете Венере, по итогам изучения с космических аппаратов, найдено пара сотен. Между собой венцы различаются размерами (от 100 до 1000 км), возрастом слагающих их пород.

Появились венцы, по-видимому, в следствии активных конвективных потоков в мантии Венеры. Около многих из венцов наблюдаются застывшие лавовые потоки, расходящиеся в стороны в виде широких языков с фестончатым внешним краем. По-видимому как раз венцы имели возможность являться основными источниками, через каковые на поверхность планеты поступало расплавленное вещество из недр, застывая формируя широкие равнинные участки, занимающие до 80% территории Венеры. Названия этим изобильным источникам расплавленных горных пород даны по именам богинь плодородия, урожая, цветов.

рис.26 Арахноиды. Credit: NASA/JPL

Кое-какие учёные думать что венцам предшествует ещё одна специфическая форма венерианского рельефа — арахноиды. Арахноиды, взявшие своё наименование из-за внешнего сходства с пауками, по форме напоминают венцы, но имеют меньшие размеры. броские линии, простирающиеся от их центров на многие километры, быть может, соответствуют разломам поверхности, появившимся, в то время, когда магма вырывалась из недр планеты. Всего арахноидов известно около 250.

Не считая тессер, венцов и арахноидов с эндогенными (внутренними) процессами связано образование тектонических разломов либо желобов. Тектонические разломы часто группируются в протяжённые (до тысяч километров) пояса, весьма обширно распространённые на поверхности Венеры и смогут быть связаны с другими структурными формами рельефа, к примеру с каньонами, каковые по своему строению напоминают земные континентальные рифты. В некоторых случаях отмечается практически ортогональный (прямоугольный) рисунок взаимно пересекающихся трещин.

рис.27 Гора Маат. Credit: JPL

Весьма обширно распространены на поверхности Венеры и вулканы: их тут тысячи. Причём кое-какие из них достигают огромных размеров: до шести километров высоты и 500 км ширины. Но большинство вулканов намного меньше: всего 2-3 км в поперечнике и 100 м в высоту. Большинство венерианских вулканов — потухшие, но кое-какие вероятно извергаются и в настоящее время. Наиболее очевидным кандидатом на роль активного вулкана есть гора Маат.

В ряде мест на поверхности Венеры найдены таинственные борозды и линии длиной от сотен до нескольких тысяч километров и шириной от 2 до 15 км. Снаружи они похожи на речные равнины и имеют те же показатели: меандровидные извилины, расхождение и схождение отдельных проток, и, в редких случаях,— что-то похожее на дельту.

Самым долгим руслом на планете Венере есть равнина Балтис, протяжённостью около 7000 км при весьма выдержанной (2-3 км) ширине.

Кстати, северная часть равнины Балтис была обнаружена ещё на снимках АМС Венера-15 и Венера-16, но разрешение изображений того времени было не хватает высоким, дабы различить детали этого образования, и оно было закартировано как протяженная трещина малоизвестного происхождения.

рис.28 Каналы на Венере в пределах земли Лады. Credit: NASA/JPL

Происхождение венерианских равнин либо русел остаётся тайной, и в-первую очередь вследствие того что учёным малоизвестна жидкость, талантливая прорезать поверхность на такие расстояния. Расчёты, произведённые учёными, продемонстрировали, что у базальтовых лав, следы излияния которых обширно распространены на всей поверхности планеты, не хватило бы запасов тепла, дабы безостановочно течь и подплавляя вещество базальтовых же равнин, прорезать в них русла в течении тысяч километров. Так как подобные русла известны, к примеру, на Луне, правда протяжённость их — всего десятки километров.

Исходя из этого, возможно, жидкостью, прорезавшей базальтовые равнины Венеры на много и тысячи километров, могли быть перегретые коматиитовые лавы либо кроме того более экзотические жидкости вроде расплавленных карбонатов либо расплавленной серы. До конца же происхождение равнин Венеры неизвестно.

Не считая равнин, являющихся отрицательными формами рельефа, на равнинах Венеры распространены и положительные формы рельефа — гряды, узнаваемые кроме этого как одна из составляющих специфического рельефа тессер. Гряды довольно часто формируются в протяжённые (до 2000 км и более) пояса шириной в первые много километров. Ширина отдельной гряды значительно меньше: редко до десяти километров, а на равнинах уменьшается до 1 км. Высоты гряд составляют от 1,0-1,5 до двух километров, а уступов, их ограничивающих,— до 1 км. Яркие извилистые гряды на фоне более чёрного радиоизображения равнин являются наиболее характерный рисунок поверхности Венеры и занимают

На гряды весьма похожи и такие детали поверхности Венеры как бугры, с той отличием, что размеры их меньше.

Все обрисованные выше формы (либо типы) рельефа поверхности Венеры обязаны своим происхождением внутренней энергии планеты. Типов рельефа, происхождение которых вызвано внешними обстоятельствами, на Венере всего три: кратеры, патеры и кратеры с чёрными параболами.

В отличии от многих других тел Нашей системы: планет земной группы, астероидов, на Венере найдено относительно мало ударных метеоритных кратеров, что связывают с активной тектонической деятельностью, которая закончилась 300-500 млн. лет назад. Деятельность вулканов протекала весьма бурно, поскольку в другом случае количество кратеров на более древних и более молодых участках заметно различалось бы и распределение их по площади не было бы случайным.

Всего на поверхности Венеры к настоящему времени найдено 967 кратеров, диаметром от 2 до 275 км (у кратера Мид). Кратеры условно делятся на громадные (свыше 30 км) и малые (менее тридцати километров), к каким относятся 80% от общего числа всех кратеров.

Плотность ударных кратеров на поверхности Венеры низкая: приблизительно в 200 раз меньше, чем на Луне, и в 100 раз меньше, чем на Марсе, что соответствует всего 2 кратерам на 1 млн. км 2 венерианской поверхности.

рис.29 Кратер Голубкина на Венере. Credit: NASA/JPL

Разглядывая снимки поверхности планеты сделанные аппаратом Магеллан учёные смогли разглядеть кое-какие стороны образования ударных кратеров в условиях Венеры. Около кратеров удалось обнаружились яркие лучи и кольца — породу, выкинутую на протяжении взрыва. У большинства кратеров часть выбросов представляет собой жидкотекучую субстанцию, образующую направленные в большинстве случаев в одну сторону от кратера широкие потоки длиной в десятки километров. Пока учёные ещё не узнали, что же это за жидкость: перегретый ударный расплав либо суспензия тонкообломочного твёрдого вещества и капелек расплава, взвешенная в приповерхностной атмосфере.

Пара венерианских кратеров затоплено лавой, поступившей с прилегающих равнин, но подавляющее их большую часть имеет весьма отчётливый вид, что показывает на не сильный интенсивность процессов эрозии материала на поверхности Венеры.

Днище большинства кратеров на Венере — чёрное, что показывает на гладкую поверхность.

Ещё одним распространенным типом местности являются кратеры с чёрными параболами, причём основную площадь занимают как раз чёрные (в радиоизображении) параболы, площадь которых образовывает практически 6% всей поверхности Венеры. Цвет парабол связан с тем, что сложены они покровом мелкообломочного материала мощностью до 1-2 м, грамотным за счёт выбросов из ударных кратеров. Вероятна кроме этого переработка этого материала эоловыми процессами, каковые господствовали в ряде областей Венеры, покинув многокилометровые участки полосовидного эолового рельефа.

Чем понижать давление

На кратеры и кратеры с чёрными параболами похожи патеры — кратеры неправильной формы либо сложные кратеры с фестончатыми краями.

Все указанные данные были собраны в то время, когда планета Венера оказалась в пределах досягаемости космических аппаратов (советских, серий Венера, и американских, серий Маринер и Пионер-Венера).

Так, в октябре 1975 года, спускаемые аппараты АМС Венера-9 и Венера-10 совершили мягкую посадку на поверхность планеты и передали на Землю изображения места посадки. Это были первые в мире фотографии, переданные с поверхности другой планеты. Изображение получалось в видимых лучах посредством телефотометра — системы, по принципу действия напоминающей механическое телевидение.

Не считая фотографирования поверхности АМС Венера- 8, Венера- 9 и Венера- 10 измерили плотность поверхностных пород и содержание в них естественных радиоактивных элементов.

В местах посадки Венеры-9 и Венеры-10 плотность поверхностных пород была близка к 2,8 г./см 3. а по уровню содержания радиоактивных элементов возможно заключить, что эти породы близки по составу к базальтам — наиболее обширно распространённым изверженным породам земной коры.

В 1978 г. был запущен американский аппарат Пионер-Венера, результатом работы которого стала топографическая картана основе радарной съемки.

Наконец в 1983 г. на орбиту около Венеры вышли космические суда Венера-15 и Венера-16. Применяя радар, они выстроили карту северного полушария планеты до параллели 30° в масштабе 1:5 000 000 и в первый раз нашли такие неповторимые детали поверхности Венеры как тессеры и венцы.

Ещё более подробные карты всей поверхности с деталями размером до 120 м взяты в 1990 году кораблём Магеллан. Посредством компьютеров радиолокационную данные перевоплотили в изображения, похожие на фотографии, где видны вулканы, горы и другие детали ландшафта.

рис.30 Топографическая карта Венеры, составленная из снимков межпланетной станции Магеллан. Credit: NASA

В соответствии с решению Международного астрономического альянса на карте Венеры — лишь женские имена, потому, что и сама она, единственная из планет, носит женское имя. Из этого правила имеется лишь 3 исключения: горы Максвелла, области Альфа и Бета.

Названия для деталей её рельефа, каковые берутся из мифологий разных народов мира, присваиваются в соответствии с заведённым порядком. Вот так:

Возвышенности названы в честь богинь, титанид, великанш. К примеру, область Ульфрун, названную по имени одной из девяти великанш в скандинавских мифах.

Низменностям — героинь мифов. В честь одной из таких героинь древнегреческой мифологии названа глубочайшая низменность Аталанты, лежащая в северных широтах Венеры.

Борозды и линии названы в честь женских воинственных мифологических персонажей.

Венцы в честь богинь плодородия, земледелия. Не смотря на то, что самый узнаваемый из них — венец Павловой диаметром около 350 км, назван в честь русской балерины.

Гряды называются в честь богинь неба, женских мифологических персонажей, связанных с небом, светом. Так по одной из равнин протянулись гряды Колдуньи. А равнину Берегини с северо-запада на юго-восток пересекают гряды Геры.

Чем понижать давление

Земли и плато носят имена богинь любви, красоты. Так, один из континентов (земель) Венеры носит название земля Иштар и представляет собой высокогорную область с широким плато Лакшми вулканического происхождения.

Каньоны на Венеры названы в честь мифологические персонажей, связанных с лесом, охотой либо Луной (аналогичны римской Артемиде).

Горную местность в северном полушарии планеты пересекает протяженный каньон Бабы-яги. В пределах областей Бета и Фебы выделяется каньон Деваны. А от области Фемиды до земли Афродиты более чем на 10 тыс. км протянулся наибольший венерианский карьер Парнгэ.

Патеры именуют по тому же принципу, что и громадные кратеры, т.е. по фамилиям известных дам. Пример: патера Салфо.

Равнины получают названия в честь героинь разных мифов. К примеру, равнины Снегурочки и Бабы-яги. Около северного полюса простираются равнина Лоухи - хозяйки Севера в карельских и финских мифах.

Тессеры получают названия в честь богинь судьбы, счастья, удачи. К примеру, громаднейшая среди тессер Венеры называется тессера Теллуры.

Уступы — в честь богинь домашнего очага: Весты, Ут и т.д.

Нужно заявить, что планета лидирует по числу наименованных деталей среди всех планетных тел. На Венере и самое громадное разнообразие названий по их происхождению. 3десь видятся имена из мифов 192 разных национальностей и этнических групп со всех континентов мира. Причем названия находятся по планете вперемешку, без образования национальных районов.

И в заключении описания поверхности Венеры приведём краткую структуру современной карты планеты.

За нулевой меридиан (соответствует земному Гринвичскому) на карте Венеры ещё в середине 60-х был принят меридиан, проходящий через центр яркой (на радарных изображениях) округлой области поперечником в 2 тыс. км, расположенной в южном полушарии планеты и названной областью Альфа по начальной букве греческого алфавита. Позднее, с возрастанием разрешающей способности этих изображений, положение нулевого меридиана было смещено приблизительно на 400 км в связи для того, чтобы он проходил через маленькое яркое пятно в центре большой кольцевой структуры поперечником 330 км называющиеся Ева. По окончании создания первых широких карт Венеры в 1984 году обнаружилось, что точно на нулевом меридиане, в северном полушарии планеты, расположен небольшой кратер диаметром 28 км. Кратер взял наименование Ариадна, по имени героини греческого мифа и был значительно эргономичнее в качестве опорной точки.

Нулевой меридиан, вместе с меридианом 180° делит поверхность Венеры на 2 полушария: восточное и западное.

Над мёртвой поверхностью Венеры лежит неповторимая, самая плотная в нашей системе, атмосфера, найденная в 1761 г. М.В. Ломоносовым, замечавшим прохождение планеты по диску Солнца.

рис.31 Венера закрытая тучами. Credit: NASA

Атмосфера Венеры такая плотная, что рассмотреть через неё какие-либо детали на поверхности планеты полностью нереально. Исходя из этого продолжительное время многие исследователи полагали, что условия на Венере близки к тем, что были на Земле в каменноугольный период, а следовательно, там обитает и похожая фауна. Но, проведённые посредством спускаемых аппаратов межпланетных станций изучения продемонстрировали, что климат Венеры и климат Земли — две громадные отличия и неспециализированного между ними нет ничего. Так, в случае если температура нижнего слоя воздуха на Земле редко превышает +57°C, то на Венере температура приповерхностного слоя воздуха достигает 480°C, причём её суточные колебания незначительны.

Большие различия наблюдаются и в составе атмосфер двух планет. В случае если в атмосфере Земли преобладающим газом есть азот, с достаточным содержанием кислорода, малым содержанием углекислого и других газов, то в атмосфере Венеры обстановка прямо противоположная. Преобладающую долю атмосферы образовывает углекислый газ (

97%) и азот (около 3%), с маленькими добавками пара (0,05%), кислорода (тысячные доли процента), аргона, неона, гелия и криптона. В малых количествах имеются кроме этого примеси SO, SO2. H2 S, CO, HCl, HF, CH4. NH3.

Давление и плотность атмосфер обеих планет кроме этого очень сильно различается. К примеру, атмосферное давление на Венере — около 93 атмосфер (в 93 раза больше чем на Земле), а плотность венерианской атмосферы практически на два порядка выше, чем плотность атмосферы Земли и всего на порядок меньше плотности воды. Столь высокая плотность не имеет возможности не сказаться на общей массе атмосферы, которая приблизительно в 93 раза превышает массу атмосферы Земли.

Как на данный момент считают многие астрономы; высокая температура поверхности, громадное атмосферное давление и громадное относительное содержание углекислого газа — факторы, по всей видимости, связанные между собой. Высокая температура содействует превращению карбонатных пород в силикатные, с выделением СО2. На Земле CO2 связывается и переходит в осадочные породы в следствии действия биосферы, которая на Венере отсутствует. Иначе, громадное содержание СО2 содействует разогреву венерианской поверхности и нижних слоёв атмосферы, что было установлено американским учёным Карлом Саганом.

По сути газовая оболочка планеты Венеры — это огромный парник. Она способна пропускать солнечное тепло, но не производит наружу, попутно поглощая излучение самой планеты. Поглотителями являются углекислый газ и пар. Парниковый эффект имеет место и в атмосферах других планет. Но в случае если в атмосфере Марса он поднимает среднюю температуру у поверхности на 9°, в атмосфере Земли — на 35°, то в атмосфере Венеры данный эффект достигает 400 градусов!

Кое-какие учёные думать что 4 млрд. лет назад атмосфера Венеры больше была похожим атмосферу Земли с жидкой водой на поверхности и как раз испарение данной воды привело к неконтролируемому парниковому парниковому, замечаемый и в настоящее время.

Атмосфера Венеры имеет несколько очень сильно различающихся по плотности, температуре и давлению слоёв: тропосферы, мезосферы, термосферы и экзосферы.

Тропосфера — самый нижний и плотный слой венерианской атмосферы. В ней заключено 99% массы всей атмосферы Венеры, из которых 90% — до высоты 28 км.

Температура и давление в тропосфере с высотой уменьшаются, достигая на высотах родных к 50-54 км, значений +20° +37°C и давления всего в 1 атмосферу. При таких условиях вода существует в жидком виде (в виде небольших капелек), что вместе с оптимальной температурой и давлением, похожими на таковые вблизи поверхности Земли, создаёт благоприятные условия для жизни.

Верхняя граница тропосферы лежит на высоте 65 км. над поверхностью планеты, отделяясь от лежащего выше слоя — мезосферы — тропопаузой. Тут господствуют ураганные ветры со скоростями 150 м/с и выше, против 1 м/с у самой поверхности.

Ветры в атмосфере Венеры создаются конвекцией: тёплый воздушное пространство над экватором поднимается вверх и растекается к полюсам. Это глобальное вращение носит название вращение Хэдли (Hadley).

рис.32 Полярный вихрь вблизи южного полюса Венеры. Credit: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA/Univ. of Oxford

На широтах родных к 60° вращение Хэдли приостанавливается: тёплый воздушное пространство опускается вниз и начинает обратное движение к экватору, этому содействует и высокая концентрация в этих местах угарного газа. Но, вращение атмосферы не заканчивается и севернее 60-х широт: тут господствуют т.н. полярные воротнички. Они характеризуются низкими температурами, высоким положением туч (до 72 км.).

Их существование — следствие резкого подъёма воздуха, из-за которого отмечается адиабатное охлаждение.

Около самых полюсов планеты, обрамлённые полярными воротничками, действуют полярные вихри огромных масштабов, в четыре раза большие чем их земные аналоги. У каждого вихря имеется два глаза — центра вращения, каковые именуют полярными диполями. Вихри вращаются с периодом около 3 дней в направлении неспециализированного вращения атмосферы, причём скорости ветра составляют от 35-50 м/с вблизи их внешних краев до ноля у полюсов.

Полярные вихри, как сейчас считают астрономы, это — антициклоны с нисходящими потоками воздуха в центре и резко поднимающимися около полярных воротников. Подобные полярным вихрям Венеры структуры на Земле — зимние полярные антициклоны, особенно тот, что образуется над Антарктидой.

Мезосфера Венеры простирается на высотах от 65 до 120 км и возможно поделена на 2 слоя: первый лежит на высоте 62-73 км, отличается постоянной температурой и есть верхней границей туч; второй — на высоте между 73-95 км, температура тут падает с высотой, достигая на верхней границе своего минимума в -108°C. Выше 95 км над поверхностью Венеры начинается мезопауза — граница между мезосферой и лежащей выше термосферой. В пределах мезопаузы температура растёт с высотой, достигая на дневной стороне Венеры +27° +127°C. На ночной же стороне Венеры в пределах мезопаузы происходит большое выхолаживание и температура падает до -173°C. Эту область, самую холодную на Венере, время от времени кроме того именуют криосферой.

На высотах выше 120 км лежит термосфера, которая простирается до высоты 220-350 км, до границы с экзосферой — района где лёгкие газы покидают атмосферу и присутствует по большей части лишь водород. Заканчивается экзосфера, а вместе с ней и атмосфера на высоте

5500 км, где температура достигает 600-800 К.

В пределах мезо- и термосферы Венеры, так же как в расположенной ниже тропосфере, происходит вращение воздушной массы. Действительно, перемещение воздушной массы происходит не в направлении от экватора к полюсам, а в направлении от дневной стороны Венеры к ночной. На дневной стороне планеты происходит замечательный подъём тёплого воздуха, который растекается на высотах 90-150 км, перемещаясь к ночной стороне планеты, где нагретый воздушное пространство резко опускается вниз, в следствии чего происходит адиабатное нагревание воздуха. Температура в этом слое образовывает всего -43°C, что на целых 130° выше чем в целом на ночной стороне мезосферы.

Информацию о чертях, составе венерианской атмосферы были взяты ещё АМС серии Венера с порядковыми номерами 4, 5 и 6. Венеры 9 и 10 уточнили содержание пара в глубоких слоях атмосферы, узнав, что max пара содержится на высотах 50 км, где его в сто раза больше, чем у жёсткой поверхности, а часть пара приближается к одному проценту.

Не считая изучения состава атмосферы межпланетные станции Венера-4, 7, 8, 9, 10 измерили давление, температуру и плотность в нижних слоях атмосферы Венеры. В следствии было обнаружено, что температура на поверхности Венеры образовывает около 750° К (480C), а давление близко к 100 атм.

Чем понижать давление

Спускаемые аппараты Венеры-9 и Венеры-10 кроме этого взяли сведения, касающиеся структуры облачного слоя. Так, на высотах от 70 до 105 км находится разреженная стратосферная дымка. Ниже, на высоте от 50 до 65 км (редко до 90 км), находится наиболее плотный слой туч, который по своим оптическим свойствам скорее ближе к разреженному туману, чем к тучам в земном смысле слова. Дальность видимости тут достигает нескольких километров.

Под основным облачным слоем — на высотах от 50 до 35 км, плотность падает многократно, и атмосфера ослабляет солнечное излучение главным образом за счёт рэлеевского рассеяния в СO2.

Подоблачная дымка появляется лишь ночью, распространяясь вниз до отметки 37 км — к полуночи и до тридцати километров — к восходу солнца. К полудню эта дымка рассеивается.

рис.33 Молнии в атмосфере Венеры. Credit: ESA

Цвет туч Венеры оранжево-жёлтого цвета, из-за большого содержания в атмосфере планеты СО2. большие молекулы которого рассеивают как раз эту часть солнечного света, и состава самих туч, складывающихся из 75-80-процентной серной кислоты (быть может, кроме того фтористо-серной) с примесями соляной и плавиковой кислот. Состав туч Венеры был раскрыт в 1972 г. американскими исследователями Луизой и Эндрю Янгами, и Годфри Силлом независимо друг от друга.

Изучения продемонстрировали, что кислота в венерианских тучах образуется химическим путём из диоксида серы (SO2 ) источниками которого смогут быть серосодержащие породы поверхности (пириты) и вулканические извержения. Вулканы проявляют себя и в другом: их извержения порождают замечательные электрические разряды — настоящие грозы в атмосфере Венеры, каковые много раз регистрировались устройствами станций серии Венера. Причём грозы на планете Венере весьма сильные: молнии бьют на 2 порядка чаще чем в атмосфере Земли. Это явление взяло наименование Электрический Дракон Венеры.

Облака имеют весьма высокую яркость, отражая 76% света (это сопоставимо с отражательной свойством кучевых туч в атмосфере и очень холодных полярных шапок на поверхности Земли). В противном случае говоря, более трёх четвёртой солнечной радиации отражается тучами и только менее одной четверти проходит вниз.

Температура туч — от +10° до -40°С.

Облачный слой быстро перемещается с востока на запад, делая один оборот около планеты за 4 земных дней (согласно данным наблюдений Маринера-10).

Магнитное поле Венеры незначительно — его магнитный дипольный момент меньше, чем у Земли, по крайней мере, на пять порядков. Обстоятельствами для того чтобы не сильный магнитного поля являются: медленное вращение планеты около своей оси, низкая вязкость планетарного ядра, вероятно имеется и иные обстоятельства. Однако в следствии сотрудничества межпланетного магнитного поля с ионосферой Венеры, в последней создаются магнитные поля небольшой напряжённости (15-20 нТл), хаотично расположенные и непостоянные. Это так называемая вызванная магнитосфера Венеры, у которой имеются головная ударная волна, магнитослой, магнитопауза, хвост магнитосферы.

Головная ударная волна лежит на высотах 1900 км над поверхностью планеты Венеры. Это расстояние было измерено в 2007 г. на протяжении минимума солнечной активности. На протяжении максимума солнечной активности высота ударной волны возрастает.

Магнитопауза расположена на высоте 300 км, что немногим выше чем ионопауза. Между ними существует магнитный барьер — резкое увеличение магнитного поля (до 40 Тл), которое мешает проникновению солнечной плазмы в глубины атмосферы Венеры, по крайней мере на протяжении минимума солнечной активности. В верхних же слоях атмосферы с деятельностью солнечного ветра связывают большие утраты положительных ионов кислорода, H+ и ОH+. Протяжённость магнитопаузы до десяти радиусов планеты. Само же магнитное поле Венеры, правильнее его хвост, простирается до нескольких десятков венерианских диаметров.

Ионосфера планеты, с которой связано наличие магнитного поля Венеры, появляется под действием больших приливных действий из-за относительной близости к Солнцу, благодаря чему над поверхностью Венеры образуется электрическое поле, напряжённость которого может в два раза быть больше напряжённость поля ясной погоды, замечаемого над поверхностью Земли. Ионосфера Венеры расположена на высотах 120-300 км и складывается из трёх слоёв: между 120-130 км, между 140-160 км и между 200-250 км. На высотах родных к 180 км возможно дополнительный слой. Предельное количество электронов в единице объёма — 310 11 m -3 найдено во 2 слое около подсолнечного пункта.

Статьи по теме