Afërdita është planeti i dytë i brendshëm i Sistemit Diellor me një periudhë orbitale prej 224.7 ditësh Tokë. Planeti mori emrin e tij për nder të Venusit, perëndeshës së dashurisë nga panteoni romak.

Afelion	108.942.109 km
0,72823128 a. e.
Perihelion	107,476,259 km
0,71843270 a. e.
Boshti kryesor i boshtit		108.208.930 km
0,723332 a. e.
Ekscentriciteti orbital
Periudha anësore		224.70069 ditë
Periudha sinodike
Shpejtësia orbitale
Pjerrësia 3,86° (në raport me ekuatorin diellor)
Gjatësia e nyjës ngjitëse
Argumenti i Periapsis
Numri i satelitëve
karakteristikat fizike
Rrezja mesatare		6051,8 ± 1,0 km
Sipërfaqja		4,60×108 km²
0,902 tokë
	9,38×1011 km³
0,857 tokë
	4,8685×1024 kg
0,815 tokë
Dendësia mesatare
Përshpejtimi i rënies së lirë në ekuator
Shpejtësia e dytë e ikjes
Shpejtësia e rrotullimit (në ekuator)
Periudha e rrotullimit		243.0185 ditë
Ngjitja e djathtë në Polin e Veriut				18 orë 11 min 2 s
Deklinimi në Polin e Veriut

Përbërja atmosferike

~96,5% Ang. gaz ~3.5% Azot

0,015% Dioksid squfuri

0,007% Argon

0,002% avujt e ujit

0.0017% monoksid karboni

0,0012% Helium

0,0007% Neon (gjurmë) Sulfid karboni

(gjurmë) Klorur hidrogjeni (gjurmë) Fluori i hidrogjenit

Venusi është objekti i tretë më i ndritshëm në qiellin e Tokës pas Diellit dhe Hënës dhe arrin një magnitudë të dukshme prej -4.6. Për shkak se Afërdita është më afër Diellit se Toka, ajo kurrë nuk duket shumë larg nga Dielli: distanca maksimale këndore midis saj dhe Diellit është 47.8°. Afërdita arrin shkëlqimin e saj maksimal pak para lindjes së diellit ose pak kohë pas perëndimit të diellit, gjë që i jep emrin që quhet edhe Ylli i Mbrëmjes ose Ylli i Mëngjesit. Venusi klasifikohet si një planet i ngjashëm me Tokën dhe nganjëherë quhet "motra e Tokës" sepse të dy planetët janë të ngjashëm në madhësi, gravitet dhe përbërje.

Sipërfaqja e Venusit fshihet nga re jashtëzakonisht të trasha të reve të acidit sulfurik me karakteristika të larta reflektuese, gjë që e bën të pamundur shikimin e sipërfaqes në dritën e dukshme (atmosfera është më e dendura në mesin e planetëve të tjerë të ngjashëm me tokën, e përbërë kryesisht nga dioksidi i karbonit, por është transparent ndaj valëve të radios, me ndihmën e të cilave më pas u eksplorua topografia e planetit).

Eksplorimi i sipërfaqes së Venusit u bë i mundur me zhvillimin e metodave të radarit. Harta më e detajuar u përpilua nga anija kozmike amerikane Magellan, e cila fotografoi 98% të sipërfaqes së planetit. Hartografia ka zbuluar lartësi të mëdha në Venus. Më të mëdhenjtë prej tyre janë Toka e Ishtarit dhe Toka e Afërditës, të krahasueshme për nga madhësia me kontinentet e tokës.

Në sipërfaqen e planetit janë identifikuar edhe kratere të shumtë. Ata ndoshta u formuan kur atmosfera e Venusit ishte më pak e dendur.

Një pjesë e konsiderueshme e sipërfaqes së planetit është gjeologjikisht e re (rreth 500 milionë vjet). 90% e sipërfaqes së planetit është e mbuluar me lavë bazaltike.

Atmosfera e Venusit përbëhet kryesisht nga dioksidi i karbonit (96%) dhe azoti (pothuajse 4%). Avujt e ujit dhe

sipërfaqja arrin 93 atm., temperatura - 737 K. Arsyeja për një të tillë të lartë

temperatura në Venus është një efekt serë i krijuar nga dendura

atmosfera e dioksidit të karbonit.

Pavarësisht nga rrotullimi i ngadaltë i planetit, nuk ka asnjë ndryshim të temperaturës midis anëve të ditës dhe natës të planetit - inercia termike e atmosferës është kaq e madhe. Mbulesa e reve ndodhet në lartësinë 30 - 60 km dhe përbëhet nga disa shtresa. Përbërja kimike e reve ende nuk është përcaktuar.

Supozohet se ato mund të përmbajnë pika të acidit sulfurik të përqendruar, squfurit dhe përbërjeve të klorit. Matjet e marra nga anija kozmike që zbriste në atmosferën e Venusit treguan se mbulesa e reve nuk është shumë e dendur dhe përkundrazi i ngjan një mjegull të lehtë. Në dritën ultravjollcë, mbulesa e reve shfaqet si një mozaik me vija të lehta dhe të errëta, të zgjatura në një kënd të lehtë me ekuatorin. Vëzhgimet e tyre tregojnë se mbulesa e reve rrotullohet nga lindja në perëndim me një periudhë prej 4 ditësh. Kjo do të thotë se në nivelin e mbulesës së reve, erërat fryjnë me shpejtësi 100 m/s.

Janë propozuar disa modele të strukturës së brendshme të Venusit. Sipas më realiste prej tyre, Venusi ka tre guaska.

E para - korja - është afërsisht 16 km e trashë.

Meqenëse fusha magnetike e vetë planetit mungon, duhet të supozohet se në bërthamën e hekurit nuk ka lëvizje të grimcave të ngarkuara - një rrymë elektrike që shkakton një fushë magnetike, prandaj, nuk ka lëvizje të materies në bërthamë, d.m.th. është në gjendje solide.

Dendësia në qendër të planetit arrin 14 g/cm³.

Afërdita është e lehtë për t'u njohur sepse është shumë më e ndritshme se yjet më të shndritshëm. Një tipar dallues i planetit është ngjyra e tij e bardhë e lëmuar. Afërdita, ashtu si Mërkuri, nuk lëviz shumë larg nga Dielli në qiell në momentet e zgjatjes maksimale prej 48°. Ashtu si Mërkuri, Venusi ka periudha të shikimit në mëngjes dhe në mbrëmje: në kohët e lashta besohej se Venusi në mëngjes dhe në mbrëmje ishin yje të ndryshëm. Venusi është objekti i tretë më i ndritshëm në qiellin tonë. Gjatë periudhave të dukshmërisë, shkëlqimi i tij maksimal është rreth m = -4,4.

Me një teleskop, qoftë edhe të vogël, mund të shihni dhe vëzhgoni lehtësisht ndryshimet në fazën e dukshme të diskut të planetit. Ato u vëzhguan për herë të parë në 1610 nga Galileo.

Anija e parë kozmike që synonte të studionte Venusin ishte Venera-1 Sovjetike. Pas një përpjekjeje për të arritur Venusin me këtë pajisje, të nisur më 12 shkurt 1961, anija kozmike sovjetike e serive Venera, Vega dhe seritë amerikane Mariner, Pioneer-Venera-1, Pioneer-Venera-2 dhe Magellan u dërguan në planeti. .

Në vitin 1975, anija kozmike Venera 9 dhe Venera 10 transmetuan fotografitë e para të sipërfaqes së Venusit në Tokë; në vitin 1982, Venera 13 dhe Venera 14 transmetuan imazhe me ngjyra nga sipërfaqja e Venusit. Megjithatë, kushtet në sipërfaqen e Venusit janë të tilla që asnjë nga anijet kozmike nuk ka punuar në planet për më shumë se dy orë.

Venusi, së bashku me Mërkurin, konsiderohet një planet pa satelitë natyrorë. Ka pasur pretendime të shumta në të kaluarën për shikimin e hënave të Venusit, por zbulimi ka rezultuar gjithmonë të jetë i bazuar në gabim. Deklaratat e para se një satelit i Venusit ishte zbuluar datojnë në shekullin e 17-të. Në total, gjatë periudhës 120-vjeçare deri në vitin 1770, më shumë se 30 vëzhgime të satelitit u regjistruan nga të paktën 20 astronomë. Deri në vitin 1770, kërkimi për hënat e Venusit kishte pushuar plotësisht, kryesisht për shkak të dështimit për të përsëritur vëzhgimet e mëparshme dhe faktit që nuk u gjet asnjë provë e një hëne në vëzhgimet e kalimit të Venusit përmes diskut diellor në 1761 dhe 1769. . Venusi (si Marsi dhe Toka) ka një asteroid pothuajse satelitor 2002 VE68, i cili rrotullohet rreth Diellit në mënyrë të tillë që të ketë një rezonancë orbitale midis tij dhe Venusit, si rezultat i së cilës mbetet afër planetit për shumë orbitale. periudhave.

Atmosfera dhe temperatura. Atmosfera e Venusit përbëhet kryesisht nga dioksidi i karbonit (96%) dhe azoti (pothuajse 4%). Avulli i ujit dhe oksigjeni përmbahen në të në sasi gjurmë. Temperatura mesatare është C (Afërdita është planeti më i nxehtë në sistemin diellor), presioni atmosferik është rreth 93 atm.

Vëzhgimet në radio zbuluan dy fakte të papritura. Doli se Venusi rrotullohet rreth një boshti në drejtim të kundërt me atë në të cilin rrotullohen të gjithë planetët (përveç Uranit) dhe në të cilin ajo vetë rrotullohet rreth Diellit. Një ditë diellore në të është 117 ditë tokësore. Pjerrësia e boshtit të Venusit ndaj planit të orbitës së saj është afër një këndi të drejtë, kështu që nuk ka ndryshim të stinëve në të, dhe është gjithmonë dhe kudo shumë e nxehtë. Që nga viti 1967, stacionet automatike sovjetike janë ulur në atmosferën e Venusit. Këto ishin zbritjet e para të buta në botë të pajisjeve automatike në sipërfaqen e një planeti tjetër me transmetim radio të informacionit prej tij në Tokë.

Sipërfaqja e Venusit Një hartë e detajuar u përpilua nga anija kozmike amerikane Magellan, e cila fotografoi 98% të sipërfaqes së planetit. Hartografia ka zbuluar lartësi të mëdha në Venus. Më të mëdhenjtë prej tyre janë Toka e Ishtarit dhe Toka e Afërditës, të krahasueshme për nga madhësia me kontinentet e tokës. Në sipërfaqen e planetit janë identifikuar edhe kratere të shumtë. Ata ndoshta u formuan kur atmosfera e Venusit ishte më pak e dendur. Një pjesë e konsiderueshme e sipërfaqes së planetit është gjeologjikisht e re (rreth 500 milionë vjet e vjetër). 90% e sipërfaqes së planetit është e mbuluar me llavë bazaltike.krateret bazaltike

Struktura e brendshme. Janë propozuar disa modele të strukturës së brendshme të Venusit. Sipas më realiste prej tyre, Venusi ka tre guaska. Korja e parë është afërsisht 16 km e trashë. Më pas është manteli, një guaskë silikate që shtrihet në një thellësi prej rreth 3300 km në kufirin me një bërthamë hekuri, masa e së cilës është rreth një e katërta e masës totale të planetit. Meqenëse fusha magnetike e planetit mungon, duhet të supozohet se në bërthamën e hekurit nuk ka lëvizje të grimcave të ngarkuara të rrymës elektrike që shkaktojnë një fushë magnetike, prandaj, nuk ka lëvizje të materies në bërthamë, domethënë është në gjendje të ngurtë. Dendësia në qendër të planetit arrin 14 g/cm³.

Satelitët e Venusit. Venusi, së bashku me Mërkurin, konsiderohet një planet pa satelitë natyrorë. Sidoqoftë, midis 1672 dhe 1892 ishte zakon të konsiderohej si satelit i tij një objekt i parë i vëzhguar nga Giovanni Cassini dhe i quajtur Neith (për nder të perëndeshës së lashtë egjiptiane të gjuetisë). Disa vëzhgues më vonë raportuan se kishin parë satelitin, ndërsa të tjerë pretenduan se nuk ishin në gjendje ta gjenin atë pavarësisht përpjekjeve të tyre më të mira. Me shumë mundësi, vëzhgimet e satelitit ishin iluzione optike - imazhi i Venusit është aq i ndritshëm sa drita prej saj reflektohet nga syri i vëzhguesit dhe bie përsëri brenda teleskopit, ku krijon një imazh të dytë, më të vogël. Është gjithashtu e mundur që Cassini të ketë ngatërruar satelitin me një asteroid që kalon afër, ose me yllin.satelitët natyrorë të Giovanni Cassini

Eksplorimi i planetit me ndihmën e anijes kozmike Venusi është studiuar mjaft intensivisht me ndihmën e anijes kozmike. Anija e parë kozmike që synonte të studionte Venusin ishte Venera-1 Sovjetike. Pas një përpjekjeje për të arritur Venusin me këtë pajisje, të nisur më 12 shkurt 1961, anija kozmike sovjetike e serive Venus, Vega, American Mariner, Pioneer-Venera-1, Pioneer-Venera-2, seritë Magellan u dërguan në planet. . Në vitin 1975, anija kozmike Venera 9 dhe Venera 10 transmetuan fotografitë e para të sipërfaqes së Venusit në Tokë; në vitin 1982, Venera 13 dhe Venera 14 transmetuan imazhe me ngjyra nga sipërfaqja e Venusit. Megjithatë, kushtet në sipërfaqen e Venusit janë të tilla që asnjë nga anijet kozmike nuk ka punuar këtu për më shumë se dy orë. 12 shkurt Venera-13

Kalimi nëpër diskun e Diellit Meqenëse Venusi është një planet i brendshëm në raport me Tokën, një vëzhgues në Tokë mund të vëzhgojë kalimin e tij nëpër diskun e Diellit, kur shihet nga Toka përmes një teleskopi mund të shihet si një disk i vogël i zi. . Megjithatë, ky fenomen është një nga më të rrallët në sistemin diellor. Gjatë rrjedhës së afërsisht dy shekuj e gjysmë, ndodhin katër pasazhe, dy në dhjetor dhe dy në qershor. Më i afërti do të ndodhë më 6 qershor 2012. Teleskopi do të kalojë nëpër sistemin diellor në dhjetor në qershor më 6 qershor 2012.

Pamje nga Toka. Afërdita është e lehtë për t'u njohur sepse është shumë më e ndritshme se yjet më të shndritshëm. Një tipar dallues i planetit është ngjyra e tij e bardhë e lëmuar. Afërdita, ashtu si Mërkuri, nuk lëviz shumë larg Diellit në qiell. Në momentet e zgjatjes, Afërdita mund të largohet nga ylli ynë me një maksimum prej 48. Ashtu si Mërkuri, Venusi ka periudha të shikimit në mëngjes dhe në mbrëmje: në kohët e lashta besohej se Venusi në mëngjes dhe në mbrëmje ishin yje të ndryshëm. Venusi është objekti i tretë më i ndritshëm në qiellin tonë

Terraforming Venus Venusi është një kandidat për terraforming. Sipas një prej planeve, ishte dashur të spërkateshin algat e modifikuara gjenetikisht blu-jeshile në atmosferën e Venusit, të cilat, duke përpunuar dioksidin e karbonit (atmosfera e Venusit është 96% dioksid karboni) në oksigjen, do të reduktonte ndjeshëm efektin serë. dhe ul temperaturën në planet. terraforming alga blu-jeshile dioksid karboni efekt serë oksigjeni

Megjithatë, fotosinteza kërkon praninë e ujit, i cili, sipas të dhënave më të fundit, praktikisht mungon në Venus (madje edhe në formën e avullit në atmosferë). Prandaj, për të zbatuar një projekt të tillë, para së gjithash është e nevojshme të dërgoni ujë në Venus, për shembull, duke e bombarduar atë me asteroidë me ujë-amoniak ose në një mënyrë tjetër. Duhet theksuar se në një lartësi prej ~ km në atmosferën e Venusit ekzistojnë kushte në të cilat mund të ekzistojnë disa baktere tokësore.Bakteret fotosintetike

Prezantim me temën: “Afërdita” Plotësuar nga: Valeria Dolganina. Kontrolluar nga: Efremov Alexander Grigorievich.

Venusi është planeti i dytë tokësor pas Mërkurit për sa i përket distancës nga Dielli (108 milionë km). Orbita e saj ka formën e një rrethi pothuajse të përsosur (ekscentriciteti 0,007). Venusi rrotullohet rreth Diellit në 224,7 ditë tokësore me një shpejtësi prej 35 km/sek.

Fotografia nuk është bërë në dritë të dukshme. Imazhi i Venusit është marrë në rreze ultravjollcë më 7 shkurt 1974 nga Mariner 10. Këtu theksohet qartë struktura e reve të planetit, e padallueshme në dritën e dukshme për shkak të patejdukshmërisë së atmosferës.

Studimi i Venusit Kalimi i Venusit nëpër diskun e Diellit në 1761 përfshin një zbulim të jashtëzakonshëm të bërë nga M.V. Lomonosov, i cili u interpretua plotësisht nga autori i tij si zbulimi i atmosferës së Venusit. Raporti i M.V. Lomonosov mbi këtë zbulim është i qartë

Kufiri midis ditës dhe natës - terminatori - është thyer në Venus. Fontana veproi në lidhje me Venusin në të njëjtën mënyrë si Galilei i shkëlqyer në lidhje me Hënën: ai me naivitet besonte se thyerja e terminatorit të Venusit varej nga hijet e hedhura nga relievi. Prandaj rezultati absurd, pasi parregullsia e terminatorit të Venusit varet vetëm nga vrenjtja

Mosha e hapësirës. . Hulumtimi mbi Venusin fillon me dërgimin e anijes së parë kozmike në të. Në fillim, atyre iu dha detyra, përveç studimit të hapësirës ndërplanetare, të depërtonin në atmosferë dhe të jepnin të dhëna specifike për parametrat fiziko-kimikë të saj, e më pas për sipërfaqen dhe tokën e saj. Ashtu si studimi i Hënës dhe Marsit nga stacionet automatike ndërplanetare, studimi i Venusit u krye nga shkencëtarët sovjetikë dhe amerikanë.

Moduli i zbritjes së stacionit hapësinor tjetër Sovjetik, Venera-7, i cili kishte një dizajn të përmirësuar, arriti për herë të parë në historinë e astronautikës të kalonte të gjithë trashësinë e atmosferës Venusiane dhe të arrinte në sipërfaqe. Stacioni u nis më 17 gusht 1970

Më 4 nëntor 1981 u lançua Venera 14. Ai kishte të njëjtin program kërkimor si Venera 13. Automjeti i tij i zbritjes regjistroi temperaturën, presionin, përbërjen atmosferike dhe kushtet e tokës; u regjistruan shkarkime elektrike në pjesën e poshtme të atmosferës. Pas ndarjes së modulit të zbritjes, stacioni vazhdoi të eksploronte hapësirën e jashtme. Automjetet e zbritjes së stacionit ishin të pajisura me pajisje për shpimin e tokës dhe analizën kimike të mostrave të saj.

Venera 15 zhvilloi një seancë të tërë radiofonike të planetit. Është marrë një imazh i një rajoni nënpolar me një sipërfaqe prej më shumë se një milion kilometra katrorë, i cili duket si një rrip 9 mijë i gjatë dhe 150 km i gjerë. Imazhi tregon krateret e goditjes, kreshtat e kodrave, thyerjet e mëdha, vargmalet malore, skarpat dhe veçoritë e relievit me përmasa 1-2 km.

Në prill 1984, televizioni i Moskës transmetoi një mesazh në lidhje me studimin e vazhdueshëm të radarit të rajonit polar verior të Venusit dhe përpunimin e detajuar të informacionit që vjen nga stacionet orbitale Venera-15 dhe Venera-16.

Studime Amerikane. Amerikanët nisën katër stacione automatike me mjete të zbritjes në Venus. Fluturoi dy herë dhe bëri fotografi televizive të sipërfaqes Venusian Mariner 10. Duke përdorur një pajisje të posaçme radari në kombinim me përdorimin e teleskopëve radio me bazë tokësore, sateliti Pioneer Venera 1 imazhoi sipërfaqen e planetit midis paraleles së gjashtëdhjetë.

Rezultatet e hulumtimit. 1. Duke dërguar sonda automatike në Venus, u bë e mundur të zbulohej përbërja, struktura vertikale dhe dinamika e atmosferës. 2. Me shpime dhe metoda të tjera u përcaktua përbërja kimike e tokës dhe lloji i shkëmbinjve sipërfaqësor. 3. U krye studimi me radar i sipërfaqes së Venusit. 4. Për shkak të temperaturave dhe presionit shumë të lartë, në Venus nuk ka jetë.

Karakteristikat e rrotullimit të Venusit. Duke përdorur valët e radios, u vërtetua se Venusi rrotullohet rreth boshtit të saj në drejtim të kundërt me drejtimin e rrotullimit të pothuajse të gjithë planetëve - në drejtim të akrepave të orës, kur shikohet nga poli verior i planetit. Venusi rrotullohet shumë ngadalë. Bazuar në skemën e pranuar përgjithësisht për formimin e Sistemit Diellor, duhet të presim që planetët të rrotullohen në një drejtim si në orbitat e tyre ashtu edhe rreth boshtit të tyre.

Duke përdorur valët e radios, u vërtetua se Venusi rrotullohet rreth boshtit të saj në drejtim të kundërt me drejtimin e rrotullimit të pothuajse të gjithë planetëve - në drejtim të akrepave të orës, kur shikohet nga poli verior i planetit. Venusi rrotullohet shumë ngadalë. Bazuar në skemën e pranuar përgjithësisht për formimin e Sistemit Diellor, duhet të presim që planetët të rrotullohen në një drejtim si në orbitat e tyre ashtu edhe rreth boshtit të tyre.

Klima. Moti. . Në lidhje me Venusin, natyrisht, duke thjeshtuar disi thelbin e çështjes, mund të themi se klima dhe moti në këtë planet janë një dhe e njëjta gjë. Në të vërtetë, nëse me mot nënkuptojmë "një gjendje në ndryshim të vazhdueshëm të atmosferës ... ose një ndryshim të vazhdueshëm në vlerat e të gjithë elementëve meteorologjikë ..." (Khromov, Mamontova, 1974, f. 348), atëherë në Venus këto kushte janë praktikisht të pandryshuara gjatë gjithë ditës dhe vitit. Me një pozicion pothuajse pingul të boshtit të rrotullimit të Venusit në planin orbital (pjerrësia 3), luhatjet në vlerat e elementeve meteorologjike mbeten pothuajse të pandryshuara gjatë ditës (kohëzgjatja e tyre është 234 ditë tokësore). Luhatjet e temperaturës në sipërfaqe nuk i kalojnë 5-15 C.

Proceset ekzogjene. Mungesa e ujit në Venus dhe shpejtësia jashtëzakonisht e ulët e erës në sipërfaqen e planetit nuk kontribuojnë në zhvillimin e lëngjeve lumore. proceset eoliane. Zbulimi nga Venera-8 i një pamjeje të një kore të motit në shkëmbinj të pasur me elementë radioaktivë tregon veprimin e procesit të motit kimik, megjithëse, siç u përmend, nuk ka asnjë pikë uji të lëngshëm në sipërfaqen e planetit. Në një temperaturë shumë të lartë të sipërfaqes, afër pikës së shkrirjes së zinkut dhe plumbit, ka të ngjarë të ndodhin procese të ndërveprimit të drejtpërdrejtë të shkëmbit me avujt e ujit në ajër. Për shkak të thatësisë së jashtëzakonshme të ajrit në shtresat e poshtme të atmosferës, procesi i motit kimik vështirë se mund të vazhdojë në mënyrë aktive.

Kur kushtet e qëndrueshme të temperaturës mbizotërojnë në sipërfaqen e planetit, moti termik gjithashtu vazhdon shumë ngadalë. Siç tregohet nga panoramat e sipërfaqes së Venusit të marra nga zbarkuesit Venera-9-14, në disa vende ka shpate të pjerrëta me rrëshqitje shkëmbinjsh. Rrjedhimisht, në kushte të caktuara relievi, proceset gravitacionale mund të ndodhin në mënyrë aktive.

Relievi dhe nëntoka. Ndryshe nga Hëna dhe Mërkuri, ku mungesa e një atmosfere ose transparenca e tij e lartë (Marsi) lejon satelitët në orbita të bëjnë fotografi të detajuara televizive, mbulesa e dendur e reve të Venusit, e cila praktikisht thith të gjithë rrezatimin diellor në rrezen e gjatësisë së valës optike, përjashton mundësinë për marrjen e fotove dhe imazheve televizive të sipërfaqes së planetit. Por mbulesa e reve transmeton valë radio, si rezultat i të cilave është e mundur të kryhet imazhe me radar të sipërfaqes së Venusit duke përdorur teleskopë radio shumë të ndjeshëm me bazë tokësore. Dhe një mënyrë tjetër për të studiuar sipërfaqen është dërgimi i pajisjeve speciale laboratorike të pajisura me kamera televizive në të. Në dekadën e fundit janë dërguar shumë pajisje të tilla dhe janë marrë të dhëna konkrete për strukturën e sipërfaqes së Venusit.

Studimet analitike të kryera nga një anije kozmike konfirmuan origjinën magmatike të shkëmbinjve themelorë dhe përbërjen e tyre bazë. Fotografia me ngjyra e vendeve të uljes së mjeteve të zbritjes bëri të mundur karakterizimin e shkëmbinjve në detaje.

Një fushë magnetike. . Hulumtimet kanë vendosur. Fusha planetare magnetike bipolare e Venusit nuk është zbuluar ("Pravda", 23 janar 1976). Por ka një fushë magnetike të dobët, ndoshta e lidhur me magnetizimin e shtresave shkëmbore afër sipërfaqes. Është regjistruar në zonën e ndërveprimit të saj me erën diellore - një valë goditëse me fuqi 10-20 km. Forca e fushës magnetike të sipërfaqes së Venusit vlerësohet në 18 gama, d.m.th. 2-3 mijë herë më e dobët se ajo e fushës së Tokës (Pochtarev, 1978). Një fushë e tillë magnetike shumë e dobët mund të dobësojë pak efektin e rrjedhës së fuqishme të plazmës së erës diellore në sipërfaqen e Venusit.

konkluzioni. Pasi të jemi në Venus, do të gjejmë veten në një mjedis natyror krejtësisht të veçantë, jo vetëm të njohur për ne, por katastrofik për të gjitha gjallesat. Kjo është kryesisht një temperaturë e lartë. Pastaj tharja e jashtëzakonshme e sipërfaqes dhe atmosferës së poshtme dhe, së fundi, përbërja e saj - 97% SSH. Një person që e gjen veten në Venus do t'i gjejë kushtet e presionit dhe temperaturës të njohura për tokën vetëm në një nivel lartësie - në troposferë, 55 kilometra nga sipërfaqja e planetit. Por edhe këtu përbërja e ajrit është e ndryshme - përbërësi kryesor i tij do të jetë dioksidi i karbonit.

1 rrëshqitje

2 rrëshqitje

3 rrëshqitje

Karakteristikat fizike Ekscentriciteti është vetëm 0,0068. Rrezja e planetit është 6051.8 km (95% e Tokës), T - 224.7 ditë. Sipërfaqja është 4.60 × 108 km². Shpejtësia mesatare orbitale është 35 km/s. Vëllimi 9,38×1011 km³ Masa - 4,87×1024 kg (81,5% e Tokës) Dendësia mesatare 5,24 g/cm³ Përshpejtimi i gravitetit në ekuator 8,87 m/s² Distanca mesatare e Venusit nga Dielli 108 milion km (0. shpejtësia është 10,46 km/s.Pjerrësia e orbitës ndaj planit ekliptik është 3,4°.

4 rrëshqitje

5 rrëshqitje

Atmosfera Presioni atmosferik 9,3 MPa Temperatura e sipërfaqes 737 K Përbërja atmosferike ~96,5% dioksid karboni ~3,5% azot 0,015% dioksid squfuri 0,007% argon 0,002% avujt e ujit 0,0017% 0,0017% 0,0017% karbon 0001% bon sulfide (gjurmë ) klorur hidrogjeni (gjurmë) hidrogjen fluor

6 rrëshqitje

Mbulesa e reve ndodhet në lartësinë 30 - 60 km dhe përbëhet nga disa shtresa. Përbërja e tyre kimike ende nuk është përcaktuar. Supozohet se ato mund të përmbajnë pika të acidit sulfurik të përqendruar, squfurit dhe përbërjeve të klorit. Matjet e marra nga anija kozmike që zbriste në atmosferën e Venusit treguan se mbulesa e reve nuk është shumë e dendur dhe përkundrazi i ngjan një mjegull të lehtë.

7 rrëshqitje

Korja është afërsisht 16 km e trashë. Manteli, një guaskë silikate, shtrihet në një thellësi prej rreth 3300 km në kufirin me një bërthamë hekuri, masa e së cilës është rreth një e katërta e masës totale të planetit.

8 rrëshqitje

Sipërfaqja e Venusit mbart karakteristika të forta të aktivitetit vullkanik dhe atmosfera përmban sasi të mëdha squfuri. Disa ekspertë besojnë se aktiviteti vullkanik në Venus vazhdon edhe sot. Megjithatë, nuk është gjetur asnjë provë e qartë për këtë, pasi nuk është vërejtur ende rrjedhje llave nga asnjë prej kalderave vullkanike. Numri çuditërisht i ulët i kratereve të goditjes sugjeron se sipërfaqja e Venusit është relativisht e re, afërsisht 500 milionë vjet e vjetër. Në Venus nuk është gjetur asnjë dëshmi e lëvizjes tektonike të pllakave, ndoshta sepse korja e planetit, pa ujë, që i jep viskozitet më të madh, nuk ka lëvizshmërinë e duhur. Besohet gjithashtu se Venusi gradualisht po humbet nxehtësinë e brendshme.

Rrëshqitja 9

Venusi është trupi qiellor më aktiv që rrotullohet rreth Diellit. Dy kontinentet Venusiane - Toka e Ishtarit dhe Toka e Afërditës - kanë secili një zonë jo më të vogël se Evropa. Ultësirat, të ngjashme me depresionet e oqeanit, zënë vetëm një të gjashtën e sipërfaqes së Venusit. Malet Maxwell në Tokën Ishtar ngrihen 11 km mbi nivelin mesatar të sipërfaqes. Krateret e goditjes janë një element i rrallë i peizazhit Venusian. Ka vetëm rreth 1000 kratere në të gjithë planetin. Në foto shfaqen dy kratere me diametër rreth 40 - 50 km. Zona e brendshme është e mbushur me lavë. "Petalet" rreth kratereve janë zona të mbuluara me gurë të grimcuar të hedhura jashtë gjatë shpërthimit që formoi kraterin. Është interesante që të gjitha detajet e relievit të Venusit mbajnë emra femrash, me përjashtim të vargmalit më të lartë malor të planetit, i vendosur në Tokën Ishtar pranë Rrafshnaltës Lakshmi dhe i emëruar pas James Maxwell.

10 rrëshqitje

11 rrëshqitje

12 rrëshqitje

Rrëshqitja 13

Eksplorimi i planetit duke përdorur anijen kozmike Anija e parë kozmike e synuar për të studiuar Venusin ishte Venera-1 Sovjetike. Më pas, pajisjet sovjetike të serive Venus dhe Vega, American Mariner, Pioneer-Venera-1, Pioneer-Venera-2, Magellan, European Venus Express dhe Akatsuki japonez. , në 1982 "Venera-13". dhe “Venera-14” etj. Anija kozmike "Pioneer-Venera-2" Panorama me ngjyra e sipërfaqes së Venusit e marrë nga anija kozmike sovjetike "Venera-13"

Rrëshqitja 14

Sateliti i Venusit Venusi, së bashku me Mërkurin, konsiderohet një planet pa satelitë natyrorë. Venusi (si Marsi dhe Toka) ka një asteroid pothuajse satelitor 2002 VE68, i cili rrotullohet rreth Diellit në mënyrë të tillë që të ketë një rezonancë orbitale midis tij dhe Venusit, si rezultat i së cilës mbetet afër planetit për shumë orbitale. periudhave. Një kuazi-satelit është një objekt që është në një rezonancë orbitale 1:1 me një planet, duke e lejuar atë të qëndrojë afër planetit për shumë periudha orbitale. Rezonanca orbitale në mekanikën qiellore është një situatë në të cilën dy (ose më shumë) trupa qiellorë kanë periudha orbitale që lidhen si numra të vegjël natyrorë. Si rezultat, këta trupa qiellorë ushtrojnë një ndikim të rregullt gravitacional mbi njëri-tjetrin, gjë që mund të stabilizojë orbitat e tyre.

15 rrëshqitje

Venusi nuk ka një fushë magnetike, ndoshta sepse rrotullohet shumë ngadalë. Venusi është i dukshëm me sy të lirë. Nganjëherë quhet "ylli i mëngjesit" ose "ylli i mbrëmjes" për faktin se është "ylli" më i ndritshëm në qiellin tonë.

Rrëshqitja 2

Karakteristike

Rrezja mesatare 6051,8 ± 1 km Sipërfaqja 4,60 108 km² 0,902 Vëllimi i Tokës 9,38 1011 km³ 0,857 Masa e Tokës 4,8685 1024 kg 0,815 Periudha Orbitale e Tokës 224,7 ditë tokësore

Rrëshqitja 3

Koha para-kozmike

Në agimin e astronomisë teleskopike, Galileo i madh botoi një anagram: "Të papërfunduara dhe të fshehura janë lexuar nga unë". Transkripti përmbante lajmin se nëna e dashurisë (Venusi) vërehet në faza të ndryshme si Hëna (Cynthia): "Nëna e Dashurisë imiton figurat e Cynthia".

Rrëshqitja 4

Zbulimi i M.V. Lomonosov: sipërfaqja e Venusit nuk vërehet kurrë në intervalin optik, pasi fshihet nga sytë nga një perde e padepërtueshme resh.

Rrëshqitja 5

Gjatë një periudhe 20-vjeçare, nga 12 shkurt 1961 deri në fund të 1983, 16 stacione hapësinore të tipit Venus u nisën në drejtim të Venusit.

Rrëshqitja 6

"Venera-1" "Venera-2"

"Venus - 1, -2" kaloi nga Venusi. Gjatë fluturimit, ata transmetuan informacion në lidhje me hapësirën e jashtme në Tokë

Rrëshqitja 7

"Venera-3"

Venera 3 u nis më 16 nëntor 1965 dhe arriti në Venus më 1 mars 1966. Ky ishte fluturimi i parë ndërplanetar në historinë njerëzore.

Rrëshqitja 8

"Venera-4"

nisi më 12 korrik 1967 dhe më 18 tetor të po këtij viti arriti në afërsi të Venusit dhe ndau modulin e zbritjes, i cili transmetoi të dhëna për parametrat atmosferikë në Tokë për një orë e gjysmë. Në një lartësi prej 23 km mbi sipërfaqen e planetit, ku temperatura ishte 325 C dhe presioni ishte 17,6 kg/cm2, moduli i zbritjes u shemb.

Rrëshqitja 9

"Venera-5" "Venera-6"

Më 5 janar 1969 u nis Venera 5 dhe më 10 janar u nis Venera 6. Më 16 dhe 17 maj të të njëjtit vit, ata hynë në atmosferën e Venusit dhe eksploruan shtresat e thella të saj. U sqaruan të dhënat për parametrat atmosferikë të marra nga stacioni Venera-4. Përbërja kimike e atmosferës së Venusit doli të ishte 97% dioksid karboni.

Rrëshqitja 10

"Venera-7"

Stacioni u nis më 17 gusht 1970 dhe ndarja e zbritjes u ul më 15 dhjetor. Gjatë gjithë zbritjes, ndarja transmetoi informacion në lidhje me parametrat e atmosferës dhe për 23 minuta - nga sipërfaqja e planetit. Në vendin e uljes, temperatura ishte rreth 500 C dhe presioni ishte rreth 100 atmosfera.

Rrëshqitja 11

"Venera-8"

nisur më 27 mars 1972 nga orbita e ndërmjetme e Tokës. Pas 117 ditësh fluturimi, stacioni arriti në periferi të Venusit dhe ndau modulin e zbritjes nga vetja. Në vendin ku u ul në sipërfaqen e planetit, presioni u regjistrua 90 herë më i lartë se në Tokë dhe temperatura ishte 470 C.

Rrëshqitja 12

"Venera-9" "Venera-10"

arriti në sipërfaqen e planetit dhe për herë të parë në historinë e astronautikës transmetoi imazhin e tij në Tokë. Vetë stacionet u bënë satelitët e parë artificialë të Venusit.

Rrëshqitja 13

"Venera-11" "Venera-12"

Automjetet e zbritjes së stacionit bënë një ulje të butë, duke regjistruar shkarkime të shumta elektrike në shtresat e ulëta të atmosferës - me sa duket vetëtima. Pasi ndanë mjetet e zbritjes, stacionet vazhduan një studim gjithëpërfshirës të hapësirës së jashtme.

Rrëshqitja 14

"Venera-13"

Më 30 tetor 1981 u lançua. Më 1 mars 1982, ai ndau modulin e zbritjes, kaloi në një distancë prej 36,000 km nga sipërfaqja e Venusit dhe vazhdoi fluturimin e tij në një orbitë heliocentrike si një planet artificial rreth Diellit. Toka bëri fotografi me ngjyra të sipërfaqes dhe vendosi përbërjen e bazaltit të tokës.

Rrëshqitja 15

"Venera-14"

Ai kishte të njëjtin program kërkimor si Venera-13. Pas ndarjes së modulit të zbritjes, stacioni vazhdoi të eksploronte hapësirën e jashtme. Automjetet e zbritjes së stacionit ishin të pajisura me pajisje për shpimin e tokës dhe analizën kimike të mostrave të saj. Imazhet panoramike të zonës përreth u transmetuan në Tokë përmes filtrave me ngjyra. Imazhet që rezultuan dominoheshin nga ngjyrat e verdhë-portokalli, të gjelbërta të çdo objekti në sipërfaqe, një qiell portokalli dhe re të kësaj ngjyre sipër.

Rrëshqitja 16

"Venera-15" "Venera-16"

kreu një seancë të tërë radiofonike të planetit. Është marrë një imazh i një rajoni nënpolar me një sipërfaqe prej më shumë se një milion kilometra katrorë, i cili duket si një rrip 9 mijë i gjatë dhe 150 km i gjerë. Imazhi tregon krateret e goditjes, kreshtat e kodrave, thyerjet e mëdha, vargmalet malore, skarpat dhe veçoritë e relievit me përmasa 1-2 km.

Rrëshqitja 17

studimet amerikane

Amerikanët nisën katër stacione automatike me mjete të zbritjes në Venus. Fluturoi dy herë dhe bëri fotografi televizive të sipërfaqes së Venusit nga Mariner 10. Duke përdorur një pajisje të posaçme radari në kombinim me përdorimin e teleskopëve radio me bazë tokësore, sateliti Pioneer Venera 1 imazhoi sipërfaqen e planetit midis paraleles së gjashtëdhjetë.

Rrëshqitja 18

Rezultatet e hulumtimit

1. Duke dërguar sonda automatike në Venus, u bë e mundur të zbulohej përbërja, struktura vertikale dhe dinamika e atmosferës. 2. Me shpime dhe metoda të tjera u përcaktua përbërja kimike e tokës dhe lloji i shkëmbinjve sipërfaqësor. 3. U krye studimi me radar i sipërfaqes së Venusit. 4. Për shkak të temperaturave dhe presionit shumë të lartë, në Venus nuk ka jetë

Shikoni të gjitha rrëshqitjet