Ca steaua dimineții, steaua de seară și cel mai strălucitor obiect natural din cer (după Lună), ființele umane au fost conștiente de Venus încă din vremuri imemoriale. Chiar dacă au trecut multe mii de ani până când a fost recunoscută ca fiind o planetă, aceasta a făcut parte din cultura umană încă de la începutul istoriei înregistrate.
Din această cauză, planeta a jucat un rol vital în mitologia și sistemele astrologice ale nenumăratelor popoare. Odată cu zorii epocii moderne, interesul pentru Venus a crescut, iar observațiile făcute despre poziția sa pe cer, schimbări de aspect și caracteristici similare cu Pământul ne-au învățat multe despre Sistemul nostru solar.
Mărimea, masa și orbita:
Datorită dimensiunii sale similare, a masei, a apropierii de Soare și a compoziției sale, Venus este adesea denumită „planeta soră” a Pământului. Cu o masă de 4.8676 × 1024 kg, suprafață de 4,60 x 108 km² și un volum de 9,28 × 1011 km3, Venus este 81,5% la fel de masiv ca Pământul și are 90% din suprafața sa și 86,6% din volumul său.
Venus orbitează Soarele la o distanță medie de aproximativ 0,72 AU (108.000.000 km / 67.000.000 mi) fără aproape excentricitate. De fapt, cu cea mai îndepărtată orbită (afelie) de 0,728 AU (108.939.000 km) și cea mai apropiată orbită (perihelie) de 0.718 AU (107.477.000 km), are cea mai circulară orbită a oricărei planete din Sistemul Solar.
Când Venus se află între Pământ și Soare, o poziție cunoscută sub numele de conjuncție inferioară, ea face cea mai apropiată apropiere de Pământ a oricărei planete, la o distanță medie de 41 de milioane de km (ceea ce o face să fie cea mai apropiată planetă de Pământ). Aceasta are loc, în medie, o dată la 584 de zile. Planeta completează o orbită în jurul Soarelui la fiecare 224,65 zile, ceea ce înseamnă că un an pe Venus este de 61,5% cât un an pe Pământ.
Spre deosebire de majoritatea celorlalte planete din Sistemul Solar, care se rotesc pe axele lor în sens invers acelor de ceasornic, Venus se rotește în sensul acelor de ceasornic (numit „rotație retrogradă”). De asemenea, se rotește foarte lent, luând 243 de zile pe Pământ pentru a finaliza o singură rotație. Aceasta nu este doar cea mai lentă perioadă de rotație a oricărei planete, ci înseamnă că o zi siderală pe Venus durează mai mult decât un an venusian.
Caracteristicile compoziției și suprafeței:
Puține informații directe sunt disponibile cu privire la structura internă a lui Venus. Cu toate acestea, bazându-se pe asemănările sale în masă și densitate cu Pământul, oamenii de știință consideră că au o structură internă similară - un miez, manta și crustă. La fel ca cel al Pământului, se crede că miezul Venusian este cel puțin parțial lichid, deoarece cele două planete s-au răcit aproximativ cu aceeași viteză.
O diferență între cele două planete este lipsa de dovezi pentru tectonica plăcilor, care s-ar putea datora crustei sale fiind prea puternică pentru a subduce fără apă pentru a o face mai puțin vâscoasă. Aceasta duce la reducerea pierderilor de căldură de pe planetă, împiedicând răcirea acesteia și posibilitatea pierderii de căldură internă în evenimentele majore de refacere a suprafețelor. Acest lucru este sugerat, de asemenea, ca un posibil motiv pentru care Venus nu are câmp magnetic generat intern.
Suprafața lui Venus pare a fi modelată de o activitate vulcanică extinsă. Venus are, de asemenea, de mai multe ori mai mulți vulcani decât Pământul și are 167 de vulcani mari, care se află peste 100 km. Prezența acestor vulcani se datorează lipsei de tectonică a plăcilor, ceea ce duce la o crustă mai veche, mai păstrată. În timp ce crusta oceanică a Pământului este supusă subducției la limitele plăcii sale și are în medie ~ 100 de milioane de ani, suprafața Venusiană este estimată la vârsta de 300-600 de milioane de ani.
Există indicii că activitatea vulcanică poate fi în desfășurare pe Venus. Misiunile executate de programul spațial sovietic în anii '70 și mai recent de Agenția Spațială Europeană au detectat furtuni fulgere în atmosfera lui Venus. Întrucât Venus nu experimentează precipitații (decât sub formă de acid sulfuric), s-a apreciat că fulgerul este cauzat de o erupție vulcanică.
Alte dovezi sunt creșterea și căderea periodică a concentrațiilor de dioxid de sulf în atmosferă, care ar putea fi rezultatul unor erupții vulcanice periodice, mari. Și în sfârșit, la suprafață au apărut puncte fierbinți infraroșii localizate (care ar putea fi cuprinse între 800 și 1100 K), care ar putea reprezenta lavă proaspăt eliberată prin erupții vulcanice.
Conservarea suprafeței lui Venus este, de asemenea, responsabilă pentru craterele de impact, care sunt conservate impecabil. Există aproape o mie de cratere, care sunt distribuite uniform pe toată suprafața și variază între 3 km și 280 km în diametru. Nu există cratere mai mici de 3 km din cauza efectului pe care atmosfera densă îl are asupra obiectelor care intră.
În esență, obiectele cu mai puțin de o anumită cantitate de energie cinetică sunt încetinite atât de mult de atmosferă, încât nu creează un crater de impact. Și proiectilele primite cu diametrul mai mic de 50 de metri se vor fragmenta și arde în atmosferă înainte de a ajunge la pământ.
Atmosfera și clima:
Observațiile de suprafață ale lui Venus au fost dificile în trecut, datorită atmosferei sale extrem de dense, care este compusă în principal din dioxid de carbon cu o cantitate mică de azot. La 92 bar (9,2 MPa), masa atmosferică este de 93 de ori mai mare decât atmosfera Pământului, iar presiunea pe suprafața planetei este de aproximativ 92 de ori decât la suprafața Pământului.
Venus este, de asemenea, cea mai tare planetă din Sistemul nostru solar, cu temperatura medie a suprafeței de 735 K (462 ° C / 863,6 ° F). Acest lucru se datorează atmosferei bogate în CO, care, împreună cu norii groși de dioxid de sulf, generează cel mai puternic efect de seră din Sistemul Solar. Deasupra stratului dens de CO², nori groși constând în principal din dioxid de sulf și picături de acid sulfuric împrăștie aproximativ 90% din lumina soarelui în spatiu.
Suprafața lui Venus este în mod eficient izotermă, ceea ce înseamnă că practic nu există nicio variație a temperaturii suprafeței lui Venus între zi și noapte, sau ecuatorul și poli. Înclinarea axială minutată a planetei - sub 3 ° în comparație cu 23 ° Pământ - minimizează, de asemenea, variația sezonieră a temperaturii. Singura variație apreciabilă a temperaturii apare odată cu altitudinea.
Cel mai înalt punct de pe Venus, Maxwell Montes, este, așadar, cel mai tare punct de pe planetă, cu o temperatură de aproximativ 655 K (380 ° C) și o presiune atmosferică de aproximativ 4,5 MPa (45 bar).
Un alt fenomen obișnuit este vânturile puternice ale lui Venus, care ating viteze de până la 85 m / s (300 km / h; 186,4 mph) în vârfurile norului și înconjoară planeta la fiecare patru până la cinci zile de pe Pământ. La această viteză, acești vânturi se mișcă de până la 60 de ori mai mult decât viteza de rotație a planetei, în timp ce vânturile cele mai rapide ale Pământului sunt doar 10-20% din viteza de rotație a planetei.
Flybys de Venus au indicat, de asemenea, că norii săi densi sunt capabili să producă fulgere, la fel ca norii de pe Pământ. Aspectul lor intermitent indică un model asociat activității meteorologice, iar rata fulgerului este de cel puțin jumătate din cea de pe Pământ.
Observații istorice:
Deși popoarele antice știau despre Venus, unele dintre culturi credeau că este vorba despre două obiecte cerești separate - steaua de seară și steaua de dimineață. Deși babilonienii și-au dat seama că aceste două „stele” erau de fapt același obiect - așa cum este indicat în tableta Venus din Ammisaduqa, datată din 1581 î.Hr. - nu a fost până în secolul VI î.Hr., că aceasta a devenit o înțelegere științifică comună.
Multe culturi au identificat planeta cu zeița respectivă a iubirii și a frumuseții. Venus este numele roman pentru zeița iubirii, în timp ce babilonienii au numit-o Ishtar, iar grecii au numit-o Afrodita. Romanii au desemnat, de asemenea, aspectul de dimineață al lui Venus Lucifer (literalmente „Light-Bringer”) și aspectul de seară drept Vesper („seară”, „cină”, „vest”), ambele fiind traduceri literare ale respectivelor nume grecești ( Fosfor și Hesperus).
Tranzitul Venusului în fața Soarelui a fost observat pentru prima dată în 1032 de astronomul persan Avicenna, care a concluzionat că Venus este mai aproape de Pământ decât de Soare. În secolul al XII-lea, astronomul andaluz Ibn Bajjah a observat două puncte negre în fața soarelui, care au fost identificate ulterior drept tranzitele Venus și Mercur de către astronomul iranian Qotb al-Din Shirazi în secolul al XIII-lea.
Observații moderne:
Până la începutul secolului al XVII-lea, tranzitul Venusului era observat de astronomul englez Jeremiah Horrocks la 4 decembrie 1639, de la domiciliul său. William Crabtree, un coleg de astronom englez și prieten cu Horrocks ”, a observat tranzitul în același timp, tot de la domiciliul său.
Când Galileo Galilei a observat pentru prima dată planeta la începutul secolului al XVII-lea, el a descoperit că prezintă faze precum Luna, variind de la semilună la gibuoasă până la plină și viceversa. Acest comportament, care ar putea fi posibil numai dacă Venus ar fi orbit pe Soare, a devenit o parte a provocării lui Galileo față de modelul geocentric ptolemaic și de susținerea acestuia asupra modelului heliocentric copernican.
Atmosfera lui Venus a fost descoperită în 1761 de polimatul rus Mikhail Lomonosov, apoi observată în 1790 de astronomul german Johann Schröter. Schröter a fost găsit atunci când planeta era o semilună subțire, cuspile s-au extins cu peste 180 °. El a considerat corect că acest lucru se datora risipirii luminii solare într-o atmosferă densă.
În decembrie 1866, astronomul american Chester Smith Lyman a făcut observații despre Venus de la Observatorul Yale, unde a fost în consiliul de administrație. În timp ce observa planeta, a observat un inel complet de lumină în jurul părții întunecate a planetei, când era în conjuncție inferioară, oferind dovezi suplimentare pentru o atmosferă.
Putin altceva a fost descoperit despre Venus până în secolul XX, când dezvoltarea observațiilor spectroscopice, radar și ultraviolete a făcut posibilă scanarea suprafeței. Primele observații UV au fost efectuate în anii 1920, când Frank E. Ross a descoperit că fotografiile UV au scos la iveală detalii considerabile, care păreau a fi rezultatul unei atmosfere inferioare dense și galbene, cu nori mari de cirrus.
Observațiile spectroscopice de la începutul secolului XX au dat și primele indicii despre rotația Venusiană. Vesto Slipher a încercat să măsoare schimbarea luminii Doppler de la Venus. După ce a descoperit că nu poate detecta nicio rotație, a presupus că planeta trebuie să aibă o perioadă de rotație foarte lungă. Lucrările ulterioare din anii 1950 au arătat că rotația era retrogradă.
Observațiile radare ale lui Venus au fost realizate pentru prima dată în anii 1960 și au oferit primele măsurători ale perioadei de rotație, care s-au apropiat de valoarea modernă. Observațiile radare din anii ’70, folosind radiotelescopul Observatorului Arecibo din Puerto Rico au dezvăluit pentru prima dată detalii despre suprafața Venusiană - cum ar fi prezența munților Maxwell Montes.
Explorarea lui Venus:
Primele încercări de a explora Venus au fost montate de sovietici în anii '60 prin Programul Venera. Prima navă spațială, Venera-1 (cunoscut și în vest sub denumirea de Sputnik-8) a fost lansat pe 12 februarie 1961. Cu toate acestea, contactul a fost pierdut șapte zile în misiune, când sonda se afla la aproximativ 2 milioane km de Pământ. Până la jumătatea lunii mai, s-a estimat că sonda a trecut la 100.000 km (62.000 mile) de Venus.
Statele Unite au lansat Mariner 1 sondă la 22 iulie 1962, cu intenția de a efectua un flyus Venus; dar și aici, contactul a fost pierdut în timpul lansării. Mariner 2 misiune, care a fost lansată la 14 decembrie 1962, a devenit prima misiune interplanetară de succes și a trecut la 34,833 km (21.644 km) de suprafața lui Venus.
Observațiile sale au confirmat observații anterioare de la sol, care indicau că, deși vârfurile norilor erau reci, suprafața era extrem de fierbinte - cel puțin 425 ° C (797 ° F). Aceasta a pus capăt tuturor speculațiilor că planeta ar putea adăposti viață. Mariner 2 a obținut, de asemenea, estimări îmbunătățite ale masei lui Venus, dar nu a fost în măsură să detecteze nici câmp magnetic, nici curele de radiații.
Venera-3 nava spațială a fost a doua încercare a sovieticilor de a ajunge la Venus și prima lor încercare de a plasa un lander pe suprafața planetei. Nava spațială a aterizat pe Venus la 1 martie 1966 și a fost primul obiect creat de om care a intrat în atmosferă și a lovit suprafața altei planete. Din păcate, sistemul său de comunicare a eșuat înainte să poată returna date planetare.
Pe 18 octombrie 1967, sovieticii au încercat din nou cu Venera-4 nave spațiale. După ce a ajuns pe planetă, sonda a intrat cu succes în atmosferă și a început să studieze atmosfera. Pe lângă faptul că a remarcat prevalența dioxidului de carbon (90-95%), a măsurat temperaturile care depășesc Mariner 2 observat, atingând aproape 500 ° C. Datorită grosimii atmosferei Venus, sonda a coborât mai lent decât era prevăzut, iar bateriile sale au ieșit după 93 de minute, când sonda se afla la 24,96 km de suprafață.
O zi mai târziu, pe 19 octombrie 1967, Mariner 5 a efectuat o acoperiș la o distanță mai mică de 4000 km deasupra vârfurilor norului. Construită inițial ca copie de rezervă pentru Marte Mariner 4, sonda a fost redimensionată pentru o misiune Venus după Venera-4Succesul. Sonda a reușit să colecteze informații despre compoziția, presiunea și densitatea atmosferei venusiene, care a fost apoi analizată alături de Venera-4 date ale unei echipe de științe sovietico-americane în timpul unei serii de simpozioane.
Venera-5 și Venera-6 au fost lansate în ianuarie 1969 și au ajuns la Venus pe 16 și 17 mai. Ținând cont de densitatea extremă și presiunea atmosferei lui Venus, aceste sonde au reușit să obțină o coborâre mai rapidă și au atins o altitudine de 20 km înainte de a fi strivite - dar nu înainte de a reveni peste 50 de minute de date atmosferice.
Venera-7 a fost construit cu intenția de a returna datele de pe suprafața planetei și a fost construit cu un modul de coborâre consolidat, capabil să reziste la presiuni intense. În timp ce intrase în atmosferă pe 15 decembrie 1970, sonda s-a prăbușit la suprafață, din cauza aparentă a unei parașute rupte. Din fericire, a reușit să returneze 23 de minute de temperaturi și prima telemetrie de pe suprafața altei planete înainte de a se deconecta.
Sovieticii au lansat încă trei sonde Venera între 1972 și 1975. Prima a aterizat pe Venus pe 22 iulie 1972 și a reușit să transmită date timp de 50 de minute. Venera-9 și 10 - care a intrat în atmosfera lui Venus pe 22 și, respectiv, pe 25 octombrie 1975 - ambele au reușit să trimită înapoi imagini ale suprafeței lui Venus, primele imagini luate vreodată din peisajul altei planete.
Pe 3 noiembrie 1973, Statele Unite au trimis Mariner 10 sondă pe o traiectorie gravitațională cu slingshot, trecută de Venus, în drum spre Mercur. Până la 5 februarie 1974, sonda a trecut la 5790 km de Venus, întorcând peste 4000 de fotografii. Imaginile, care erau cele mai bune până în prezent, arătau planeta ca fiind aproape lipsită de caracter în lumina vizibilă; dar au dezvăluit detalii niciodată văzute despre nori în lumină ultravioletă.
Până la sfârșitul anilor șaptezeci, NASA a început Proiectul Pioneer Venus, care consta din două misiuni separate. Primul a fost Pionier Venus Orbiter, care s-a inserat într-o orbită eliptică în jurul lui Venus la 4 decembrie 1978, unde și-a studiat atmosfera și a cartografiat suprafața pentru o perioadă de 13 zile. Al doilea, Pionier Venus Multiprobe, a lansat un număr de patru sonde care au intrat în atmosferă la 9 decembrie 1978, întorcând date privind compoziția, vânturile și fluxurile de căldură.
Alte patru misiuni de debarcare Venera au avut loc între sfârșitul anilor 70 și începutul anilor 80.Venera 11 și Venera 12 a detectat furtuni electrice venusiene; și Venera 13 și Venera 14 a aterizat pe planetă pe 1 și 5 martie 1982, întorcând primele fotografii color ale suprafeței. Programul Venera s-a încheiat în octombrie 1983, când Venera 15 și Venera 16 au fost plasate pe orbită pentru a efectua cartografierea terenului venusian cu radar cu deschidere sintetică.
În 1985, sovieticii au participat la un proiect de colaborare cu mai multe state europene pentru a lansa Programul Vega. Această inițiativă cu două nave spațiale a fost destinată să profite de aspectul Cometei lui Halley în Sistemul solar interior și să combine o misiune cu aceasta cu un fluturaș al lui Venus. În timp ce se îndreptau spre Halley în 11 și 15 iunie, cele două nave spațiale Vega au aruncat sondele în stilul Venera susținute de baloane în atmosfera superioară - care au descoperit că era mai turbulent decât se estimase anterior și sunt supuse vânturilor mari și celulelor puternice de convecție.
NASA Magellan nava spațială a fost lansată pe 4 mai 1989, cu misiunea de a cartografia suprafața Venusului cu radar. Pe parcursul misiunii sale de patru ani și jumătate, Magellan a furnizat cele mai multe imagini de înaltă rezoluție până în prezent ale planetei și a fost capabil să mapeze 98% din suprafață și 95% din câmpul său gravitațional. În 1994, la sfârșitul misiunii sale, Magellan a fost trimis la distrugerea sa în atmosfera lui Venus pentru a-i cuantifica densitatea.
Venus a fost observat de către Galileo și Cassini nave spațiale în timpul avioanelor în misiunile lor respective către planetele exterioare, dar Magellan a fost ultima misiune dedicată lui Venus de peste un deceniu. Abia în octombrie 2006 și iunie 2007 sonda MESSENGER va efectua o acțiune a lui Venus (și a colecta date) pentru a încetini traiectoria sa pentru o eventuală inserție orbitală de Mercur.
Venus Express, o sondă proiectată și construită de Agenția Spațială Europeană, și-a asumat cu succes orbita polară în jurul lui Venus pe 11 aprilie 2006. Această sondă a realizat un studiu detaliat al atmosferei și norilor venusieni și a descoperit un strat de ozon și un vârtej dublu-vârtej la polul sud înainte de a-și încheia misiunea în decembrie 2014.
Viitoarele misiuni:
Agenția de explorare aerospațială din Japonia (JAXA) a conceput un orbiter Venus - Akatsuki (fosta „Planet-C”) - pentru realizarea de imagini de suprafață cu o cameră cu infraroșu, studii asupra fulgerului lui Venus și pentru a determina existența vulcanismului actual. Ambarcațiunea a fost lansată pe 20 mai 2010, dar ambarcațiunea nu a reușit să intre pe orbită în decembrie 2010. Motorul principal este încă offline, însă controlorii săi vor încerca să-și folosească micile propulsoare pentru controlul atitudinii pentru a face o altă încercare de inserare orbitală pe 7 decembrie, 2015.
La sfârșitul anului 2013, NASA a lansat Experimentul rachetelor Venus Spectral, un telescop spațial sub-orbitar. Acest experiment este destinat să realizeze studii cu lumină ultravioletă a atmosferei lui Venus, în scopul de a afla mai multe despre istoria apei de pe Venus.
Agenția Spațială Europeană (ESA) bepicolombo misiunea, care se va lansa în ianuarie 2017, va efectua două flybys de Venus înainte de a ajunge pe orbita Mercur în 2020. NASA va lansa Solar Probe Plus în 2018, care va efectua șapte flybys Venus în timpul misiunii sale de șase ani de studiu al Soarelui.
În cadrul programului său New Frontiers, NASA și-a propus montarea unei misiuni de debarcare în Venus, numită „the Venus” Explorator Venus In-Situ până în 2022. Scopul va fi studierea condițiilor de suprafață ale lui Venus și investigarea trăsăturilor elementare și mineralogice ale regulitului. Sonda va fi echipată cu un eșantionator de miez care să găurească la suprafață și să studieze probe de rocă nepătrunsă neatinse de condițiile dure de suprafață.
Nava spațială Venera-D este o sondă spațială rusească propusă către Venus, care este programată să fie lansată în jurul anului 2024. Această misiune va efectua observații de teledetecție în jurul planetei și va implementa un lander, bazat pe designul Venera, capabil să supraviețuiască pentru o durată lungă la suprafață.
Datorită apropierii de Pământ și a asemănării sale ca mărime, masă și compoziție, Venus se credea cândva să țină viață. De fapt, ideea Venusului de a fi o lume tropicală a persistat până în secolul XX, până când programele Venera și Mariner au demonstrat condițiile infernale absolute care există de fapt pe planetă.
Cu toate acestea, se crede că Venus ar fi fost odată asemănător Pământului, cu o atmosferă similară și apă caldă, care curge pe suprafața sa. Această noțiune este susținută de faptul că Venus se află în marginea interioară a zonei locuibile a Soarelui și are un strat de ozon. Cu toate acestea, din cauza efectului de seră fugit și a lipsei unui câmp magnetic, această apă a dispărut în urmă cu multe miliarde de ani.
Cu toate acestea, există cei care au crezut că Venus ar putea într-o zi să sprijine coloniile umane. În prezent, presiunea atmosferică aproape de sol este mult prea extremă pentru ca așezările să fie construite la suprafață. Dar la 50 km deasupra suprafeței, atât temperatura cât și presiunea aerului sunt similare cu cele ale Pământului și se consideră că atât azotul cât și oxigenul există. Acest lucru a dus la propuneri pentru „orașe plutitoare” să fie construite în atmosfera venusiană și explorarea atmosferei folosind aeronave.
În plus, au fost făcute propuneri care sugerează că Venus ar trebui să fie terasformată. Acestea au variat de la instalarea unui spațiu uriaș uriaș pentru a combate efectul de seră, până la prăbușirea cometelor în suprafață pentru a exploda atmosfera. Alte idei implică transformarea atmosferei folosind calciu și magneziu pentru a se îndepărta carbonul.
La fel ca propunerile pentru Terraform Marte, aceste idei sunt toate la început și sunt greu de abordat pentru provocările pe termen lung asociate cu schimbarea climatului planetei. Cu toate acestea, ei arată că fascinația umanității pentru Venus nu s-a diminuat în timp. De la a fi un centru central al mitologiei noastre și a primei stele pe care am văzut-o dimineața (și ultima pe care am văzut-o noaptea), Venus a trecut de atunci să devină un subiect de fascinație pentru astronomi și o posibilă perspectivă pentru imobiliare din afara lumii. .
Dar până când tehnologia se va îmbunătăți, Venus va rămâne „planeta soră” ostilă și inospitală a Pământului, cu presiune intensă, ploi cu acid sulfuric și atmosferă toxică.
Am scris multe articole interesante despre Venus aici la Space Magazine. De exemplu, iată Planeta Venus, Fapte interesante despre Venus, Care este temperatura medie a Venusului? Cum facem Terraform Venus? și colonizarea Venusului cu orașe plutitoare.
Cast Astronomy are și un episod pe subiect - Episodul 50: Venus, și Larry Esposito și Venus Express.
Pentru mai multe informații, asigurați-vă că consultați explorarea sistemului solar NASA: Fapte Venus și NASA: Misiune Magellan în Venus.
