VENUŠE (PLANETA): OBJEV, VLASTNOSTI, SLOŽENÍ, ORBITA - ARTE - 2025

Venuše je druhá nejbližší planeta Slunce ve sluneční soustavě a nejpodobnější velikosti a hmotnosti Země. Je vidět jako krásná hvězda, nejjasnější po Slunci a Měsíci. Není proto překvapivé, že od starověku přitahovalo pozornost pozorovatelů.

Protože Venuše se objevuje při západu slunce v určitých obdobích roku a při východu slunce u jiných, staří Řekové věřili, že to byla různá těla. Jako ranní hvězdu to nazvali Fosfor a během večerní podoby to byl Hesperus.

Obrázek 1. Fotografie planety Venuše, vlevo nahoře, vedle Měsíce. Zdroj: Pixabay.

Později Pythagoras ujistil, že to byla stejná hvězda. Kolem roku 1600 před Kristem však starověcí astronomové z Babylonu věděli, že večerní hvězda, kterou nazývali Ishtar, byla stejná jako za úsvitu.

Římané to také znali, i když ráno a večerní zjevení stále dali různá jména. Také mayští a čínští astronomové zanechali záznamy o pozorování Venuše.

Každá starověká civilizace jí dala jméno, i když nakonec zvítězilo jméno Venuše, římská bohyně lásky a krásy, ekvivalentní řeckému Afroditu a babylonskému Ishtaru.

S příchodem dalekohledu se začala lépe chápat povaha Venuše. Galileo pozoroval jeho fáze na počátku 17. století a Kepler provedl výpočty, s nimiž předpovídal tranzit na 6. prosince 1631.

Tranzit znamená, že planetu lze vidět před Sluncem. Tímto způsobem Kepler věděl, že dokáže určit průměr Venuše, ale zemřel, než viděl naplnění jeho predikce.

Později v roce 1761 mohli vědci díky jednomu z těchto tranzitů poprvé odhadnout vzdálenost Země-Slunce na 150 milionů kilometrů.

Obecná charakteristika Venuše

Obrázek 2. Animace majestátního rotačního pohybu Venuše prostřednictvím radarem konstruovaných obrázků. Přímé snímky Venuše nelze snadno získat kvůli silnému oblačnosti, která ji obklopuje. Zdroj: Wikimedia Commons. Henrik Hargitai. Ačkoli jsou jeho rozměry velmi podobné rozměrům Země, Venuše není zdaleka pohostinným místem, protože na začátku je hustá atmosféra složena z 95% oxidu uhličitého, zbytek je dusík a stopové množství jiných plynů. Mraky obsahují kapky kyseliny sírové a malé částice krystalických pevných látek.

Proto je to nejteplejší planeta sluneční soustavy, i když není nejblíže ke Slunci. Výrazný skleníkový efekt způsobený hustou atmosférou bohatou na oxid uhličitý je odpovědný za extrémní teplo na povrchu.

Dalším charakteristickým rysem Venuše je její pomalý retrográdní rotace. Cestovatel by pozoroval východ slunce na západě a na východě, což byla skutečnost objevená díky radarovým měřením.

Navíc, pokud by měl zůstat dost dlouho, hypotetický cestovatel by byl velmi překvapen, kdyby si uvědomil, že planeta trvá déle, než se otáčí kolem své osy, než se točí kolem Slunce.

Pomalá rotace Venuše způsobuje, že planeta je téměř sférická a také vysvětluje nepřítomnost silného magnetického pole.

Vědci se domnívají, že magnetické pole planet je způsobeno dynamo efektem spojeným s pohybem jádra roztaveného kovu.

Slabý planetární magnetismus Venuše však vychází z interakce mezi horní atmosférou a slunečním větrem, proudem nabitých částic, které slunce nepřetržitě emituje ve všech směrech.

Abychom vysvětlili nedostatek magnetosféry, vědci zvažují možnosti, jako je to, že Venuše postrádá roztavené kovové jádro, nebo že to možná ano, ale že uvnitř tepla není přenášeno konvekcí, což je nezbytná podmínka pro existenci dynamo efekt.

Shrnutí hlavních fyzikálních charakteristik planety

- Hmotnost: 4,9 × 10 ²⁴ kg

- Poloměr akvizice: 6052 km nebo 0,9násobek poloměru Země.

Tvar: je to téměř dokonalá koule.

- Nápojová vzdálenost ke slunci: 108 milionů km.

- Sklon orbity: 3,394 ° vzhledem k zemské oběžné dráze.

- Teplota: 464 ° C.

-Gravita: 8,87 m / s ²

- Vlastní magnetické pole: slabé, intenzita 2 nT.

- Atmosféra: ano, velmi hustá.

-Density: 5243 kg / m ³

-Satellite: 0

-Kruhy: nemá.

Překladové hnutí

Stejně jako všechny planety má i Venuše translační pohyb kolem Slunce ve formě eliptické, téměř kruhové oběžné dráhy.

Některé body na této oběžné dráze vedou Venuši k tomu, aby se velmi přiblížila k Zemi, více než kterákoli jiná planeta, ale většinu času ve skutečnosti tráví docela daleko od nás.

Obrázek 3. Translační pohyb Venuše kolem Slunce (žlutý) ve srovnání s pohybem Země (modrý). Zdroj: Wikimedia Commons. Lookang mnoho díky autorovi původní simulace = Todd K. Timberlake autor Easy Java Simulation = Francisco Esquembre Střední poloměr orbity je kolem 108 milionů kilometrů, proto je Venuše přibližně o 30% blíže ke Slunci než Země. Rok na Venuši trvá 225 pozemských dnů, protože to je doba, po které planeta potřebuje kompletní oběžnou dráhu.

Údaje o pohybu Venuše

Následující údaje stručně popisují pohyb Venuše:

- Střední poloměr oběžné dráhy: 108 milionů kilometrů.

- Sklon orbity: 3,394 ° vzhledem k zemské oběžné dráze.

- Excentricita: 0,01

- Průměrná orbitální rychlost: 35,0 km / s

- Období převodu: 225 dní

- Doba střídání: 243 dní (retrográdní)

- Sluneční den: 116 dní 18 hodin

Kdy a jak pozorovat Venuši

Venuši je velmi snadné najít na noční obloze; Koneckonců je to nejjasnější objekt na noční obloze po Měsíci, protože hustá vrstva mraků, která ho zakrývá, velmi dobře odráží sluneční světlo.

Chcete-li snadno najít Venuši, prostudujte si některý z mnoha specializovaných webů. Existují také aplikace pro chytré telefony, které poskytují vaši přesnou polohu.

Protože Venuše je na oběžné dráze Země, musíte ji hledat na Slunce, na východ před úsvitem nebo na západ po západu slunce.

Optimální okamžik pro pozorování je, když je Venuše mezi nejnižší spojnicí, při pohledu ze Země, a maximálním prodloužením, podle následujícího diagramu:

Obrázek 4. Spojení planety, jejíž oběžná dráha je vnitřní k oběžné dráze Země. Zdroj: Astronomie pro figuríny.

Když je Venuše v nižším spojení, je blíže k Zemi a úhel, který tvoří se Sluncem, při pohledu ze Země - prodloužení - je 0 °. Na druhou stranu, když je ve vynikající kombinaci, Slunce nedovoluje, aby bylo vidět.

Doufejme, že Venuše je stále viditelná za denního světla a vrhá stín za velmi tmavých nocí, bez umělého osvětlení. Lze jej odlišit od hvězd, protože jeho jas je konstantní, zatímco hvězdy blikají nebo blikají.

Galileo byl první, kdo si uvědomil, že Venuše prochází fázemi, stejně jako Měsíc - a Merkur, což potvrzuje Copernicovu myšlenku, že Slunce, a nikoli Země, je středem sluneční soustavy.

Obrázek 5. Fáze Venuše. Zdroj: Wikimedia Commons. odvozená práce: Quico (talk) Phase-of-Venus.svg: Nichalp 09:56, 11. června 2006 (UTC).

Rotační pohyb

Venuše se otáčí ve směru hodinových ručiček, jak je vidět ze severního pólu Země. Uran a některé satelity a komety se otáčí stejným směrem, zatímco ostatní hlavní planety, včetně Země, se otáčí proti směru hodinových ručiček.

Kromě toho Venuše věnuje svůj čas rotaci: 243 pozemských dnů, nejpomalejší ze všech planet. Na Venuši trvá den déle než rok.

Proč se Venuše točí opačným směrem jako ostatní planety? Pravděpodobně ve svých počátcích rotovala Venuše rychle stejným směrem jako všichni ostatní, ale kvůli tomu se muselo něco změnit.

Někteří vědci věří, že je to kvůli katastrofickému dopadu, který Venuše měla ve své vzdálené minulosti s jiným velkým nebeským objektem.

Matematické počítačové modely však naznačují možnost, že chaotické atmosférické přílivy ovlivňují neztuhlé pláště a jádro planety, což mění směr otáčení.

Oba mechanismy mohly hrát roli během stabilizace planety, v rané sluneční soustavě.

Skleníkový efekt na Venuši

Na Venuši neexistují jasné a jasné dny, takže pro cestovatele bude velmi obtížné pozorovat východ slunce a západ slunce, což je běžně známé jako den: sluneční den.

Velmi málo světla ze Slunce se dostává na povrch, protože 85% se odráží od oblaku.

Zbytek slunečního záření dokáže zahřát nižší atmosféru a dosáhnout na zem. Delší vlnové délky se odrážejí a zachovávají mraky, známé jako skleníkový efekt. Takto se Venuše stala obrovskou pecí s teplotami schopnými roztavit olovo.

Prakticky kterékoli místo na Venuši je tak horké, a pokud by si na něj měl cestovatel zvyknout, musel by i nadále odolávat enormnímu atmosférickému tlaku, který je 93krát větší než tlak na Zemi na hladině moře způsobený velkou 15 kilometrovou oblakovou vrstvou. tloušťky.

Jako by to nestačilo, tyto mraky obsahují oxid siřičitý, kyselinu fosforečnou a vysoce korozivní kyselinu sírovou, to vše ve velmi suchém prostředí, protože neexistuje žádná vodní pára, jen malé množství v atmosféře.

Ačkoli je Venuše pokryta mračnem, je úplně vyprahlá a ne planeta plná bujné vegetace a bažin, které autoři sci-fi předpokládali v polovině 20. století.

Voda na Venuši

Mnoho vědců se domnívá, že bylo období, kdy Venuše měla vodní oceány, protože v její atmosféře našli malá množství deuteria.

Deuterium je izotop vodíku, který v kombinaci s kyslíkem vytváří tzv. Těžkou vodu. Vodík v atmosféře snadno uniká do vesmíru, ale deuterium má sklon zanechávat zbytky, což může být známkou toho, že v minulosti byla voda.

Pravda je však taková, že Venuše ztratila tyto oceány - pokud vůbec existovaly - asi před 715 miliony let kvůli skleníkovému efektu.

Účinek začal proto, že oxid uhličitý, plyn, který snadno zachycuje teplo, se koncentruje v atmosféře místo vytváření sloučenin na povrchu, až do okamžiku, kdy se voda zcela vypaří a přestane se hromadit.

Obrázek 6. Skleníkový efekt na Venuši: Mraky oxidu uhličitého zadržují teplo a zahřívají povrch. Zdroj: Wikimedia Commons. Původním uploaderem byl Lmb na španělské Wikipedii. / CC BY-SA (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/).

Mezitím byl povrch tak horký, že uhlík ve horninách sublimoval a kombinoval se s atmosférickým kyslíkem, aby vytvořil více oxidu uhličitého, což podporuje cyklus, dokud situace nezmizí.

V současnosti Venuše nadále ztrácí vodík, podle informací poskytnutých misí Pioneer Venus, takže je nepravděpodobné, že by se situace obrátila.

Složení

Existuje jen málo přímých informací o složení planety, protože seismická zařízení na korozivním povrchu dlouho nepřežívají a teplota je dostatečná k roztavení olova.

Oxid uhličitý je známo, že v atmosféře Venuše převládá. Kromě toho byly detekovány oxid siřičitý, oxid uhelnatý, dusík, vzácné plyny, jako je helium, argon a neon, stopy chlorovodíku, fluorovodíku a sulfidu uhlíku.

Kůra jako taková je bohatá na silikáty, zatímco jádro jistě obsahuje železo a nikl, jako je Země.

Sondy Venera detekovaly přítomnost prvků jako je křemík, hliník, hořčík, vápník, síra, mangan, draslík a titan na povrchu Venuše. Tam jsou také možná některé oxidy železa a sulfides, takový jako pyrit a magnetite.

Vnitřní struktura

Obrázek 7. Sekce Venuše ukazující vrstvy planety. Zdroj: Wikimedia Commons. GFDL / CC BY-SA (https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0).

Získání informací o struktuře Venuše je čin, přičemž se bere v úvahu, že podmínky planety jsou tak nepřátelské, že nástroje přestanou fungovat v krátkém čase.

Venuše je skalní vnitřní planeta, a to znamená, že její struktura musí být v podstatě stejná jako struktura Země, zejména pokud vezmeme v úvahu, že obě byly vytvořeny ve stejné oblasti planetární mlhoviny, která dala vznik sluneční soustavě.

Jak je známo, struktura Venuše se skládá z:

- Železné jádro, které má v případě Venuše průměr asi 3000 km a skládá se z pevné části a roztavené části.

- plášť s další tloušťkou 3 000 km a dostatečnou teplotou, aby byly roztavené prvky.

- Kůra, s proměnlivou tloušťkou mezi 10 a 30 km, většinou čedič a žula.

geologie

Venuše je skalnatá a vyprahlá planeta, o čemž svědčí snímky vytvořené radarovými mapami, nejpodrobnější údaje z Magellanovy sondy.

Tato pozorování ukazují, že povrch Venuše je relativně plochý, což potvrzuje altimetrie prováděná uvedenou sondou.

Obecně lze říci, že na Venuši existují tři dobře diferencované oblasti:

-Nížiny

–Upravovací roviny

-Vrchovina

70% povrchu jsou pláně sopečného původu, nížiny tvoří 20% a zbývajících 10% jsou vysočiny.

Na rozdíl od Merkuru a Měsíce existuje jen málo impaktních kráterů, i když to neznamená, že se meteority nemohou přiblížit k Venuši, ale atmosféra se chová jako filtr a rozpadá ty, které přicházejí.

Na druhé straně sopečná činnost pravděpodobně vymazala důkaz starodávných dopadů.

Sopky oplývají Venuší, zejména sopky štítového typu, jako jsou ty na Havaji, které jsou nízké a velké. Některé z těchto sopek pravděpodobně zůstanou aktivní.

Ačkoli na desce neexistují žádné tektonické desky, jako jsou Země, vyskytují se četné nehody, jako jsou poruchy, záhyby a údolí typu trhlin (kde se kůra prochází deformací).

Existují také pohoří: nejvýznamnější jsou pohoří Maxwell.

Terrae

Na Venuši neexistují žádné oceány, které by odlišovaly kontinenty. Existují však rozsáhlé plošiny, které se nazývají terra - množné číslo je terrae - které lze považovat za takové. Jejich jména jsou bohyně lásky v různých kulturách, přičemž hlavními jsou:

-Ishtar Terra, z australského prostoru. Má velkou depresi obklopenou právě pohořím Maxwell, pojmenovaným po fyziku Jamesi Maxwellovi. Maximální výška je 11 km.

-Arodroditej Terra, mnohem rozsáhlejší, se nachází v blízkosti rovníku. Jeho velikost je podobná velikosti v Jižní Americe nebo Africe a ukazuje důkazy o sopečné činnosti.

Obrázek 8. Topografická mapa Afrodity Terra na Venuši. Zdroj: Wikimedia Commons. Martin Pauer (moc) / public domain.

Mise na Venuši

Spojené státy i bývalý Sovětský svaz vyslaly bezpilotní mise na průzkum Venuše během druhé poloviny 20. století.

Zatím v tomto století byly přidány mise Evropské kosmické agentury a Japonska. Nebyl to snadný úkol kvůli nepřátelským podmínkám planety.

Lastura

Vesmírné mise Venera, jiné jméno pro Venuši, byly vyvinuty v bývalém Sovětském svazu v letech 1961 až 1985. Z nich se v roce 1970 podařilo dosáhnout povrchu planety celkem 10 sond, z nichž první byla Venera 7.

Data shromážděná misí Venera zahrnují měření teploty, magnetického pole, tlaku, hustoty a složení atmosféry, jakož i obrázky v černé a bílé (Venera 9 a 10 v roce 1975) a později v barvě (Venera 13 a 14 v roce 1981).).

Obrázek 9. Replika sondy Venera. Zdroj: Wikimedia Commons. Armael / CC0.

Mimo jiné se díky těmto sondám zjistilo, že atmosféra Venuše sestává hlavně z oxidu uhličitého a že horní atmosféra je tvořena rychlými větry.

Námořník

Marinerská mise vypustila několik sond, z nichž první byl Mariner 1 v roce 1962, který selhal.

Poté se Marinerovi 2 podařilo dosáhnout oběžné dráhy Venuše, aby shromáždila data z atmosféry planety, změřila intenzitu magnetického pole a povrchovou teplotu. Také si všiml retrográdní rotace planety.

Mariner 10 byl poslední sondou této mise, která měla být zahájena v roce 1973 a poskytla vzrušující nové informace od Merkuru a Venuše.

Tato sonda dokázala získat 3000 fotografií s vynikajícím rozlišením, protože prošla velmi blízko, asi 5760 km od povrchu. Také se jí podařilo vyslat video mraků Venuše v infračerveném spektru.

Průkopník Venuše

V roce 1979 tato mise provedla kompletní mapu povrchu Venuše pomocí radaru přes dvě sondy na oběžné dráze nad planetou: Pioneer Venus 1 a Pioneer Venus 2. Obsahovala zařízení pro provádění studií atmosféry, měření magnetického pole a provádění spektrometrie. a více.

Magellan

Tato sonda, kterou NASA poslala v roce 1990 prostřednictvím kosmického raketoplánu Atlantis, získala velmi podrobné snímky povrchu i velké množství dat souvisejících s geologií planety.

Tato informace potvrzuje skutečnost, že Venuše postrádá tektoniku desek, jak bylo uvedeno výše.

Obrázek 10. Magellanova sonda krátce před jejím spuštěním v Kennedyho vesmírném středisku. Zdroj: Wikimedia Commons.

Venus Express

Byla to první z misí Evropské kosmické agentury na Venuši a trvala od roku 2005 do roku 2014, přičemž 153 dosáhlo orbity.

Mise byla pověřena studiem atmosféry, ve které detekovali bohatou elektrickou aktivitu ve formě blesku, a také vytvářením teplotních map a měřením magnetického pole.

Výsledky naznačují, že Venuše mohla mít vodu v dávné minulosti, jak je vysvětleno výše, a také uváděla přítomnost tenké vrstvy ozónu a atmosférického suchého ledu.

Venus Express také detekoval místa zvaná horká místa, ve kterých je teplota ještě teplejší než jinde. Vědci se domnívají, že jsou to místa, kde magma stoupá na povrch z hlubin.

Akatsuki

S názvem Planet-C byla uvedena na trh v roce 2010 jako první japonská sonda zaměřená na Venuši. Provedl spektroskopická měření a studoval atmosféru a rychlost větru, které jsou v okolí rovníku mnohem rychlejší.

Obrázek 11. Reprezentace umělce japonské sondy Akatsuki pro průzkum Venuše. Zdroj: NASA prostřednictvím Wikimedia Commons.

Reference

1. Bjorklund, R. 2010. Vesmír! Venuše. Marshall Cavendish Corporation.
2. Elkins-Tanton, L. 2006. Sluneční soustava: Slunce, Merkur a Venuše. Chelsea House.
3. Britannica. Venuše, planeta. Obnoveno z: britannica.com.
4. Hollar, S. Sluneční soustava. Vnitřní planety. Britannica Educational Publishing.
5. Seeds, M. 2011. Sluneční soustava. Sedmé vydání. Cengage Learning.
6. Wikipedia. Geologie Venuše. Obnoveno z: es.wikipedia.org.
7. Wikipedia. Venuše (planeta). Obnoveno z: es.wikipedia.org.
8. Wikipedia. Venuše (planeta). Obnoveno z: en.wikipedia.org.