BLIŻSZE SPOJRZENIE NA WENUS
...........................................
Zdjęcie Księżyca przykrywającego Słońce, z Wenus na górze
Obraz radarowy masywu Maxwell Montes; po prawej widoczny jest duży krater uderzeniowy Cleopatra
Symulacja widoku Gór Maxwella, wulkanu wznoszącego się 11,000m ponad powierzchnię Wenus
Wewnętrzne warstwy Wenus
Chmury przesłaniające Planetę Wenus. Gruba warstwa chmur zawiera głownie aerozol kwasu siarkowego!
...........................................
...........................................
Impresja "przejścia" Wenus jakie nastąpiło 5-6 czerwca 2012 roku
Spektakularne "przejście" Wenus
Porównanie torów przejścia Wenus w 2004 i 2012 r.
Wenus, druga planeta od Słońca, najjaśniejsza planeta w Układzie Słonecznym
Podstawowe dane związane z Wenus:
- Obwód (na rówmiku): 38,025 km
- Odległość od Słońca: 108,200,000 km
- Odległość od Ziemi: 38,000,000 km (najmniejsza możliwa)
- Okres obiegu (wokół Słońca): 227.4 "Ziemskich" dni
- Średnia prędkość na orbicie (wokół Słońca): 35.02 km/s
- Prędkość kątowa (na równiku):6.52 km/h (1.81 m/s)
- Średnia gęstość: 5.243 g/cm3
- Masa:4.868 5×1024 kg (0.815 Earths)
- Średnia temperatura powierzcni:462° C
Historia
Druga pod względem odległości od Słońca planeta Układu Słonecznego. Jest trzecim pod względem jasności ciałem niebieskim widocznym na niebie, po Słońcu i Księżycu.
Jej obserwowana wielkość gwiazdowa sięga -4,6m i jest wystarczająca, aby światło odbite od Wenus powodowało powstawanie cieni. W związku z tym, że Wenus jest bliżej Słońca niż Ziemia, zawsze jest ona widoczna w niewielkiej odległości od niego; jej maksymalna elongacja to 47,8°.
Nazwa planety wzięła się od rzymskiej bogini miłości, Wenus. Z uwagi na fakt, iż na nocnym niebie widoczna jest ona tylko przez pewien czas (ok. 3 godziny) przed wschodem Słońca lub (ok. 3 godziny) po zachodzie Słońca nazywana jest także Gwiazdą Poranną (Jutrzenką) lub Gwiazdą Wieczorną.
Jest planetą skalistą (typu ziemskiego) i jest czasami nazywana „planetą bliźniaczą” albo „siostrą Ziemi” – ze względu na podobną wielkość, masę i skład chemiczny (Wenus jest zarówno najbliższą od Ziemi planetą jak również jej rozmiar jest najbliższy rozmiarowi Ziemi).
Powierzchnia Wenus została ukształtowana przez zjawiska wulkaniczne, zachodzące w skali znacznie większej niż na Ziemi, a duże stężenie związków siarki w atmosferze wskazuje na trwającą ciągle aktywność wulkaniczną. Jednak brak obserwowanych przepływów lawy w okolicach odkrytych kalder pozostaje zagadką.
Na planecie jest niewiele widocznych kraterów uderzeniowych, co wskazuje, że jej powierzchnia jest stosunkowo młoda – ma około 300-600 milionów lat Nie ma śladów tektoniki płyt, prawdopodobnie dlatego, że jej skorupa jest zbyt sztywna, aby ulegać subdukcji bez obecności wody, która zmniejszyłaby jej lepkość.
Wenus może zamiast tego uwalniać wewnętrzne ciepło w okresowych zjawiskach gwałtownego przekształcenia powierzchni.
Około 80% powierzchni Wenus stanowią równiny wulkaniczne, w tym 70% to równiny pokryte niskimi grzbietami, a pozostałe 10% jest gładkie lub pofalowane.
Najwyższe góry na Wenus, Maxwell Montes (Góry Maxwella), leżą na Ziemi Isztar. Ich najwyższy szczyt znajduje się 11 km powyżej średniego poziomu powierzchni Wenus.
Wenus jest jedną z czterech planet skalistych w Układzie Słonecznym. Pod względem wielkości i masy jest bardzo podobna do Ziemi, przez co często opisywana jest jako siostra naszej planety. Średnica Wenus jest zaledwie o 650 km mniejsza od ziemskiej, a jej masa jest równa 81,5% masy Ziemi.
Jednakże warunki na powierzchni Wenus różnią się diametralnie od tych na Ziemi, ze względu na gęstą atmosferę złożoną głównie z dwutlenku węgla. Stanowi on 96,5% masy atmosfery, podczas gdy pozostałe 3,5% to głównie azot.
Podobieństwa wielkości i gęstości między Wenus a Ziemią sugerują, że obie planety mają podobną budowę wewnętrzną, mają jądro, płaszcz i skorupę.
Podobnie jak ziemskie, jądro Wenus jest przynajmniej częściowo płynne, ponieważ wnętrza obu planet ochładzają się w podobnym tempie. Mniejsza średnica i masa Wenus sugerują, że w jej wnętrzu panuje ciśnienie nieco mniejsze niż we wnętrzu Ziemi.
Największą różnicą między obiema planetami jest brak tektoniki płyt na Wenus,
prawdopodobnie związany ze znikomą zawartością wody w skorupie i skałach płaszcza.
Skutkiem tego jest zmniejszony odpływ ciepła z wnętrza planety i jego wolniejsze ochładzanie, a to jest prawdopodobnym wytłumaczeniem braku pola magnetycznego.
Porównanie wewnętrznej struktury Wenus, Ziemi i Marsa
Charakterystyka Wenus
Atmosfera i klimat
Wenus ma gęstą atmosferę, która składa się głównie z dwutlenku węgla i niewielkiej ilości azotu.
Masa atmosfery jest 93 razy większa od ziemskiej, podczas gdy ciśnienie na powierzchni planety jest około 92 razy większe niż na Ziemi i odpowiada ciśnieniu w ziemskich oceanach na głębokości prawie 1 km.
Bogata w dwutlenek węgla atmosfera, w której występują grube chmury dwutlenku siarki, generuje najsilniejszy efekt cieplarniany na planetach Układu Słonecznego, przez co temperatura na powierzchni sięga 460°C.
To sprawia, że powierzchnia Wenus ma wyższą temperaturę niż powierzchnia Merkurego, którego temperatura powierzchni waha się od −220°C do 420°C mimo, że Wenus jest prawie dwukrotnie dalej od Słońca.
Bezwładność cieplna i przekazywanie ciepła przez wiatry w niższych warstwach atmosfery oznacza, że temperatura powierzchni Wenus nie różni się znacznie między dniem i nocą, pomimo bardzo wolnych obrotów.
Ponad gęstą warstwą CO2 znajdują się grube chmury, składające się głównie z dwutlenku siarki i kropli kwasu siarkowego. Chmury te odbijają około 60% światła słonecznego z powrotem w kosmos, a także uniemożliwiają bezpośrednie obserwacje
powierzchni planety w świetle widzialnym (do powierzchni Wenus dociera zaledwie 1% światła słonecznego – podobnie jak w przypadku najgrubszych chmur na Ziemi).
Nachylenie osi obrotu planety to niecałe trzy stopnie, znacznie mniej niż nachylenie osi Ziemi (23°), co także minimalizuje sezonowe wahania temperatury.
Chmury Wenus są zdolne do wytwarzania piorunów, podobnie jak chmury na Ziemi.
Odkrycia dokonane przez sondę Wenus Express w 2011r. pokazują, że wysoko w atmosferze Wenus istnieje warstwa ozonowa.
Pierwszą sondą kosmiczną wysłaną na Wenus była radziecka sonda Wenera 1, wysłana 12 lutego 1961 w ramach programu Wenera. Miała ona dotrzeć do Wenus po trajektorii kolizyjnej,
jednak kontakt z nią urwał się 7 dni po starcie, w odległości 2 milionów kilometrów od Ziemi. Szacuje się, że minęła Wenus w odległości 100 tys. km w połowie maja 1961 roku.
Amerykańska Sonda Mariner 1 uległa zniszczeniu w pierwszych minutach po starcie, 22 lipca 1962 roku. Druga sonda Mariner 2, wysłana 27 sierpnia 1962 roku,
dotarła zgodnie z planem w okolice Wenus po 109 dniach lotu i przeleciała 34 833 km nad jej atmosferą, wykonując w ten sposób pierwszą w historii udaną misję międzyplanetarną.
Amerykańska sonda Magellan rozpoczęła misję 4 maja 1989 r. z zadaniem zrobienia map powierzchni Wenus przy pomocy radaru. Podczas 4,5 roku pracy uzyskała ona obrazy o wysokiej rozdzielczości, znacznie przewyższającej wszystkie poprzednie mapy
i porównywalne do zdjęć innych planet w świetle widzialnym. Pomiary Magellana obejmują mapy radarowe ponad 98% powierzchni Wenus i w 95% dokumentują jej pole grawitacyjne.
Sonda Venus Express, zaprojektowana i zbudowana przez Europejską Agencję Kosmiczną (ESA), została wyniesiona przez rosyjską rakietę Sojuz-Fregat dostarczoną przez Starsem w dniu 9 listopada 2005 roku. 11 kwietnia 2006 weszła ona na orbitę okołobiegunową wokół Wenus.
Wystrzelona w Listopadzie 2005, doleciała do Wenus w Kwietniu 2006 po 153 dniach podróży i od tej pory stale przesyła dane naukowe na Ziemię krążąc po swojej Polarnej orbicie wokół Wenus.
Głównym celem misji jest długotrwała obserwacja atmosfery planety. Misja jest finansowana przez ESA do 31 Grudnia 2014.
W ramach programu New Frontiers, NASA zaproponowała wysłanie na Wenus lądownika o nazwie Venus In-Situ Explorer (VISE), który ma zbadać skład chemiczny i mineralogiczny wenusjańskiego regolitu.
Sonda ma mieć możliwość wiercenia w podłożu i pobrania próbek, które nie uległy zwietrzeniu w warunkach panujących na powierzchni.
Z kolei rosyjska sonda Wenera-D (ros. Венера-Д), która może zostać wysłana około 2016 roku, ma obserwować planetę z orbity i wypuścić lądownik,
o konstrukcji opartej na dawniejszych sondach programu Wenera, zdolny przetrwać dłuższy czas na powierzchni.
Sondy Wenus użyte dotychczas w badaniu planety
................................................................................
Orbita Wenus jest lekko nachylona w stosunku do ziemskiej, dlatego gdy przechodzi ona między naszą planetą a Słońcem, zwykle nie przesłania jego tarczy.
Przejście Wenus na tle tarczy Słońca (tranzyt Wenus) ma miejsce, gdy jej koniunkcja ze Słońcem wypada w momencie przejścia przez płaszczyznę orbity Ziemi.
Takie tranzyty powtarzają się w cyklach trwających 243 lata. W trakcie każdego cyklu są cztery tranzyty, w odstępach 121,5, 8, 105,5 i 8 lat.
Ostatnie dwa tranzyty nastąpiły w czerwcu 2004 roku i w czerwcu 2012 roku. Można je było obserwować na żywo przez internet lub lokalnie z wykorzystaniem odpowiedniego sprzętu przy dobrych warunkach.
Kolejne dwa nastąpią w grudniu 2117 roku i grudniu 2125 roku.
Wieczorem 22 maja 2012 r. Sierp Księżyca i planeta Wenus pokazały się razem tuż po zachodzie Słońca w Portal Arizona w USA)