VENUS (PLANET): OPPDAGELSE, EGENSKAPER, SAMMENSETNING, BANE - ARTE - 2026

Venus er den nest nærmeste planeten til solen i solsystemet og den mest lik jorden i størrelse og masse. Den er synlig som en vakker stjerne, den lyseste etter solen og månen. Derfor er det ikke overraskende at det har vakt oppmerksomhet fra observatører siden antikken.

Fordi Venus dukker opp ved solnedgang på bestemte tider av året og ved soloppgang hos andre, trodde de gamle grekerne at de var forskjellige kropper. Som morgenstjernen kalte de det fosfor og om kvelden var det Hesperus.

Figur 1. Fotografi av planeten Venus, øverst til venstre, ved siden av Månen. Kilde: Pixabay.

Senere forsikret Pythagoras at det var den samme stjernen. Rundt 1600 f.Kr. visste imidlertid de gamle astronomene i Babylon allerede at kveldsstjernen, som de kalte Ishtar, var den samme de så ved daggry.

Romerne visste det også, selv om de fortsatte å gi forskjellige navn til morgen- og kveldens skikkelser. Også mayaene og de kinesiske astronomene etterlot seg registreringer av observasjonene av Venus.

Hver eldgamle sivilisasjon ga den et navn, selv om Venus navn til slutt vant, den romerske gudinnen for kjærlighet og skjønnhet, tilsvarer den greske afrodite og den babylonske Ishtar.

Med bruk av teleskopet begynte Venus natur å bli bedre forstått. Galileo observerte faser på begynnelsen av 1600-tallet, og Kepler foretok beregninger som han spådde en gjennomgang for 6. desember 1631.

En transitt betyr at planeten kan sees passere foran solen. På denne måten visste Kepler at han kunne bestemme diameteren til Venus, men han døde før han så forutsigelsen oppfylt.

Senere i 1761 kunne forskere for første gang anslå jord-sol-avstanden til 150 millioner kilometer, takket være en av disse transittene.

Generelle kjennetegn ved Venus

Figur 2. Animasjon av den majestetiske rotasjonsbevegelsen til Venus gjennom radarkonstruerte bilder. Direkte bilder av Venus er ikke enkle å få tak i på grunn av det tykke skydekket som omgir det. Kilde: Wikimedia Commons. Henrik Hargitai. Selv om dimensjonene er veldig lik jordens, er Venus langt fra å være et gjestfritt sted, siden den tette atmosfæren til å begynne med består av 95% karbondioksid, resten er nitrogen og spore mengder av andre gasser. Skyer inneholder dråper svovelsyre og bittesmå partikler av krystallinsk faststoff.

Derfor er det den varmeste planeten i solsystemet, selv om den ikke er nærmest Solen. Den markerte drivhuseffekten forårsaket av den tykke atmosfæren rik på karbondioksid er ansvarlig for den ekstreme varmen på overflaten.

Et annet kjennetegn ved Venus er det langsomme, retrogradede spinn. En reisende ville observere soloppgangen i vest og sette seg i øst, et faktum oppdaget takket være radarmålinger.

Videre, hvis han kunne holde seg lenge nok, ville den hypotetiske reisende bli veldig overrasket over å innse at planeten tar lengre tid å rotere rundt aksen enn å rotere rundt solen.

Den langsomme rotasjonen av Venus gjør planeten nesten perfekt sfærisk og forklarer også fraværet av et sterkt magnetfelt.

Forskere mener at planetenes magnetfelt skyldes dynamoeffekten knyttet til bevegelsen av den smeltede metallkjernen.

Den svake planetmagnetismen til Venus stammer imidlertid fra samspillet mellom den øvre atmosfæren og solvinden, strømmen av ladde partikler som solen kontinuerlig avgir i alle retninger.

For å forklare mangelen på magnetosfære, vurderer forskere muligheter som at Venus mangler en smeltet metallisk kjerne, eller at den kan ha en, men at varme ikke blir transportert innvendig ved konveksjon, en nødvendig betingelse for eksistensen av dynamoeffekt.

Sammendrag av de viktigste fysiske egenskapene til planeten

-Masse: 4,9 × 10 ²⁴ kg

-Ekvatorial radius : 6052 km eller 0,9 ganger jordens radius.

-Form: det er nesten en perfekt sfære.

-Gjennomsnittlig avstand til solen: 108 millioner km.

- Orbit helling : 3,394º med hensyn til jordas baneplan.

-Temperatur: 464 ºC.

-Gravitet: 8,87 m / s ²

-Eget magnetfelt: svak, 2 nT intensitet.

-Atmosfære: ja, veldig tett.

-Tetthet: 5243 kg / m ³

-Satellitter: 0

-Ringer: har ikke.

Oversettelse bevegelse

Som alle planeter har Venus en translasjonsbevegelse rundt sola i form av en elliptisk, nesten sirkulær bane.

Noen punkter i denne bane fører til at Venus kommer veldig nær jorden, mer enn noen annen planet, men allikevel tilbringer det meste av tiden ganske langt fra oss.

Figur 3. Venusens translasjonsbevegelse rundt solen (gul) sammenlignet med jordens (blå). Kilde: Wikimedia Commons. Se mange takk til forfatter av original simulering = Todd K. Timberlake forfatter av Easy Java Simulation = Francisco Esquembre Den gjennomsnittlige radius for bane er rundt 108 millioner kilometer, derfor er Venus omtrent 30% nærmere solen enn jorden. Et år på Venus varer 225 jorddager, siden dette er tiden det tar for planeten å lage en fullstendig bane.

Venus bevegelsesdata

Følgende data beskriver kort bevegelsen til Venus:

-Mean radius av banen: 108 millioner kilometer.

- Orbit helling : 3,394º med hensyn til jordas baneplan.

-Eksentrisitet: 0,01

- Gjennomsnittlig banehastighet : 35,0 km / s

- Overføringsperiode: 225 dager

- Rotasjonsperiode: 243 dager (retrograd)

- Soldag : 116 dag 18 timer

Når og hvordan man observerer Venus

Venus er veldig lett å finne på nattehimmelen; Det er tross alt den lyseste gjenstanden på nattehimmelen etter månen, siden det tette lag med skyer som dekker det reflekterer sollyset veldig godt.

For å enkelt finne Venus, bare konsulter noen av de mange spesialiserte nettsteder. Det finnes også smarttelefonapper som gir din nøyaktige beliggenhet.

Siden Venus befinner seg i jordens bane, må du se etter solen, og se østover før daggry, eller vestover etter solnedgang.

Det optimale øyeblikket for observasjon er når Venus er mellom den laveste forbindelsen, sett fra Jorden, og en maksimal forlengelse, i henhold til følgende diagram:

Figur 4. Sammenheng av en planet hvis bane er indre for jorden. Kilde: Astronomy for Dummies.

Når Venus er i lavere forbindelse, er den nærmere jorden og vinkelen den danner med solen, sett fra jorden - forlengelse - er 0º. På den annen side, når den er i overlegen sammenheng, tillater ikke solen den å bli sett.

Forhåpentligvis kan Venus fremdeles sees i bred dagslys og kaster en skygge på veldig mørke netter, uten kunstig belysning. Det kan skilles fra stjerner fordi lysstyrken er konstant, mens stjernene blinker eller blinker.

Galileo var den første til å innse at Venus går gjennom faser, akkurat som Månen - og Merkur - og dermed bekrefter Copernicus 'ide om at Solen, og ikke Jorden, er sentrum av solsystemet.

Figur 5. Fasene til Venus. Kilde: Wikimedia Commons. avledet arbeid: Quico (snakk) Phases-of-Venus.svg: Nichalp 09:56, 11 juni 2006 (UTC).

Rotasjonsbevegelse

Venus roterer med klokken sett fra jordas nordpol. Uranus og noen satellitter og kometer roterer også i samme retning, mens de andre store planetene, inkludert jorden, roterer mot klokken.

I tillegg tar Venus seg tid til å kjøre sin rotasjon: 243 jorddager, den tregeste blant alle planeter. På Venus varer en dag lenger enn et år.

Hvorfor roterer Venus i motsatt retning som de andre planetene gjør? Sannsynligvis i begynnelsen, roterte Venus raskt i samme retning som alle andre, men noe må ha skjedd for at det skulle endre seg.

Noen forskere mener det skyldes en katastrofisk innvirkning som Venus hadde i sin fjerne fortid med en annen stor himmelobjekt.

Imidlertid antyder matematiske datamodeller muligheten for at kaotiske atmosfæriske tidevann har påvirket planetens ikke-størkne mantel og kjerne, og snudd rotasjonsretningen.

Begge mekanismene kan ha spilt en rolle under stabiliseringen av planeten, i det tidlige solsystemet.

Drivhuseffekten på Venus

På Venus eksisterer ikke klare og tydelige dager, så det vil være veldig vanskelig for en reisende å observere soloppgangen og solnedgangen, som er det som ofte kalles dag: soldagen.

Svært lite lys fra solen kommer til overflaten, da 85% reflekteres av skyhyllen.

Resten av solstrålingen klarer å varme den nedre atmosfæren og når bakken. Lengre bølgelengder reflekteres og beholdes av skyer, kjent som drivhuseffekten. Slik ble Venus en gigantisk ovn med temperaturer som var i stand til å smelte bly.

Så godt som alle steder på Venus er dette varmt, og hvis en reisende skulle venne seg til det, ville de fortsatt måtte tåle det enorme atmosfæretrykket, som er 93 ganger større enn det på jorden på havnivå, forårsaket av det store 15 kilometer lange skylaget. av tykkelse.

Som om ikke det var nok, inneholder disse skyene svoveldioksid, fosforsyre og sterkt etsende svovelsyre, alt i et veldig tørt miljø, da det ikke er vanndamp, bare en liten mengde i atmosfæren.

Så til tross for at han er dekket av skyer, er Venus helt tørr, og ikke planeten full av frodig vegetasjon og sump som science fiction-forfattere så for seg på midten av 1900-tallet.

Vann på venus

Mange forskere mener at det var en tid da Venus hadde hav i vann, fordi de har funnet små mengder deuterium i atmosfæren.

Deuterium er en isotop av hydrogen, som kombinert med oksygen danner såkalt tungt vann. Hydrogen i atmosfæren slipper lett ut i verdensrommet, men deuterium har en tendens til å etterlate rester, noe som kan være en indikasjon på at det var vann i fortiden.

Sannheten er imidlertid at Venus mistet disse havene - hvis de noen gang eksisterte - for rundt 715 millioner år siden til drivhuseffekten.

Effekten begynte fordi karbondioksid, en gass som lett fanger varme, konsentrerte seg i atmosfæren i stedet for å danne forbindelser på overflaten, til det punktet at vannet fordampet fullstendig og sluttet å samle seg.

Figur 6. Drivhuseffekt på Venus: karbondioksydskyer holder varmen og varmer overflaten. Kilde: Wikimedia Commons. Den opprinnelige opplasteren var Lmb på spansk Wikipedia. / CC BY-SA (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/).

I mellomtiden ble overflaten så varm at karbonet i bergartene sublimerte og ble kombinert med atmosfærisk oksygen for å danne mer karbondioksid, noe som drev syklusen til situasjonen ble alvorlig.

For øyeblikket fortsetter Venus å miste hydrogen, ifølge informasjon levert av Pioneer Venus-oppdraget, så det er lite sannsynlig at situasjonen vil snu.

sammensetning

Det er lite direkte informasjon om planetenes sammensetning, siden seismisk utstyr ikke overlever lenge på den korrosive overflaten, og temperaturen er tilstrekkelig til å smelte bly.

Det er kjent at karbondioksid dominerer i atmosfæren til Venus. I tillegg er svoveldioksid, karbonmonoksid, nitrogen, edle gasser som helium, argon og neon, spor av hydrogenklorid, hydrogenfluorid og karbonsulfid blitt påvist.

Skorpen som sådan er rikelig med silikater, mens kjernen sikkert inneholder jern og nikkel, som jordens.

Venera sonder oppdaget tilstedeværelsen av elementer som silisium, aluminium, magnesium, kalsium, svovel, mangan, kalium og titan på overflaten av Venus. Det er også muligens noen jernoksider og sulfider, for eksempel pyritt og magnetitt.

Intern struktur

Figur 7. Seksjon av Venus som viser lagene på planeten. Kilde: Wikimedia Commons. GFDL / CC BY-SA (https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0).

Innhenting av informasjon om strukturen til Venus er en bragd, idet man tar hensyn til at forholdene på planeten er så fiendtlige at instrumentene slutter å fungere på kort tid.

Venus er en steinete indre planet, og dette betyr at strukturen i utgangspunktet må være den samme som jorda, spesielt når man tar i betraktning at begge ble dannet i det samme området av planetnebula som ga opphav til solsystemet.

Så vidt kjent består strukturen til Venus av:

-En jernkjerne, som for Venus tilfelle er omtrent 3000 km i diameter og består av en solid del og en smeltet del.

-Mantelen, med ytterligere 3000 km tykkelse og tilstrekkelig temperatur slik at det er smeltede elementer.

-Korpsen, med variabel tykkelse mellom 10 og 30 km, for det meste basalt og granitt.

geologi

Venus er en steinete og tørr planet, som det fremgår av bildene bygget av radarkart, den mest detaljerte med data fra Magellan-sonden.

Disse observasjonene viser at overflaten til Venus er relativt flat, som bekreftet av høydemåleren utført av nevnte sonde.

Generelt sett er det på Venus tre godt differensierte områder:

-Lowlands

–Deponeringssletter

-Highlands

70% av overflaten er sletter av vulkansk opprinnelse, lavlandet utgjør 20% og de resterende 10% er høylandet.

Det er få slagkratere, i motsetning til Merkur og månen, selv om dette ikke betyr at meteoritter ikke kan komme nær Venus, men at atmosfæren oppfører seg som et filter, og desintegrerer de som ankommer.

På den annen side slettet antagelig vulkansk aktivitet bevisene for gamle påvirkninger.

Vulkaner florerer på Venus, spesielt vulkaner av skjoldtype som de som finnes på Hawaii, som er lave og store. Noen av disse vulkanene vil sannsynligvis forbli aktive.

Selv om det ikke er noen platetektonikk som på jorden, er det mange ulykker som for eksempel feil, folder og daler av riftype (der jordskorpen er under deformasjon).

Det er også fjellkjeder: den mest fremtredende er Maxwell-fjellene.

Terrae

Det er ingen hav på Venus som skiller kontinenter, men det er omfattende platåer, kalt terra - flertall er terrae - som kan betraktes som sådan. Navnene deres er av kjærlighetsgudinner i forskjellige kulturer, de viktigste er:

-Ishtar Terra, fra den australske vidder. Det har en stor depresjon omgitt nettopp Maxwell-fjellene, oppkalt etter fysikeren James Maxwell. Maksimal høyde er 11 km.

-Aphrodite Terra, mye mer omfattende, ligger i nærheten av ekvator. Størrelsen er lik den i Sør-Amerika eller Afrika og viser bevis på vulkansk aktivitet.

Figur 8. Topografisk kart over Afrodite Terra på Venus. Kilde: Wikimedia Commons. Martin Pauer (makt) / Public domain.

Oppdrag til Venus

Både USA og det tidligere Sovjetunionen sendte ubemannede oppdrag for å utforske Venus i løpet av andre halvdel av 1900-tallet.

Så langt i dette århundre har oppdrag fra Det europeiske romfartsorganet og Japan blitt lagt til. Det har ikke vært en lett oppgave på grunn av de fiendtlige forholdene på planeten.

Kamskjell

Venera romoppdrag, et annet navn for Venus, ble utviklet i det tidligere Sovjetunionen fra 1961 til 1985. Av disse klarte totalt 10 sonder å nå overflaten av planeten, den første var Venera 7, i 1970.

Dataene samlet inn av Venera-oppdraget inkluderer målinger av temperatur, magnetfelt, trykk, tetthet og sammensetning av atmosfæren, samt bilder i svart og hvitt (Venera 9 og 10 i 1975) og senere i farger (Venera 13 og 14 i 1981 ).

Figur 9. Kopier av Venera-sonden. Kilde: Wikimedia Commons. Armael / CC0.

Takket være disse sonder ble det blant annet erfart at atmosfæren til Venus hovedsakelig består av karbondioksid og at den øvre atmosfæren består av raske vinder.

Mariner

Mariner-oppdraget lanserte flere sonder, hvorav den første var Mariner 1 i 1962, som mislyktes.

Deretter klarte Mariner 2 å nå bane til Venus for å samle inn data fra planetens atmosfære, måle intensiteten til magnetfeltet og overflatetemperaturen. Han bemerket også planetens retrograd rotasjon.

Mariner 10 var den siste sonden på dette oppdraget som ble lansert i 1973, og ga spennende ny informasjon fra Merkur og Venus.

Denne sonden klarte å skaffe 3000 bilder med utmerket oppløsning, siden den passerte veldig nært, omtrent 5760 km fra overflaten. Det klarte også å overføre video av skyene til Venus i det infrarøde spekteret.

Pioneer Venus

I 1979 gjennomførte dette oppdraget et komplett kart over Venusoverflaten ved hjelp av radar gjennom to sonder i bane rundt planeten: Pioneer Venus 1 og Pioneer Venus 2. Den inneholdt utstyr for å utføre studier av atmosfæren, måle magnetfeltet og utføre spektrometri. og mer.

Magellan

Denne sonden som ble sendt av NASA i 1990, gjennom romfergen Atlantis, fikk svært detaljerte bilder av overflaten, samt en stor mengde data relatert til planetenes geologi.

Denne informasjonen bekrefter det faktum at Venus mangler platetektonikk, som nevnt tidligere.

Figur 10. Magellan-sonden kort tid før lanseringen i Kennedy Space Center. Kilde: Wikimedia Commons.

Venus Express

Det var den første av Det europeiske romfartsorganets oppdrag til Venus og varte fra 2005 til 2014, og tok 153 for å nå bane.

Oppdraget hadde ansvaret for å studere atmosfæren, der de oppdaget rikelig elektrisk aktivitet i form av lyn, i tillegg til å lage temperaturkart og måle magnetfeltet.

Resultatene antyder at Venus kan ha hatt vann i fjern fortid, som forklart ovenfor, og rapporterte også om tilstedeværelsen av et tynt lag ozon og atmosfærisk tørris.

Venus Express oppdaget også steder som ble kalt hot spots, der temperaturen er enda varmere enn andre steder. Forskere mener at det er steder der magma stiger opp til overflaten fra dypet.

Akatsuki

Også kalt Planet-C, ble den lansert i 2010, og var den første japanske sonden rettet mot Venus. Han har foretatt spektroskopiske målinger, samt studier av atmosfæren og hastigheten på vinder, som er mye raskere i nærheten av ekvator.

Figur 11. Kunstnerens representasjon av den japanske Akatsuki-sonden for utforskningen av Venus. Kilde: NASA via Wikimedia Commons.

referanser

1. Bjorklund, R. 2010. Plass! Venus. Marshall Cavendish Corporation.
2. Elkins-Tanton, L. 2006. Solsystemet: Solen, Merkur og Venus. Chelsea House.
3. Britannica. Venus, planet. Gjenopprettet fra: britannica.com.
4. Hollar, S. Solsystemet. De indre planetene. Britannica pedagogisk publisering.
5. Seeds, M. 2011. Solar System. Syvende utgave. Cengage Learning.
6. Wikipedia. Geus av Venus. Gjenopprettet fra: es.wikipedia.org.
7. Wikipedia. Venus (planet). Gjenopprettet fra: es.wikipedia.org.
8. Wikipedia. Venus (planet). Gjenopprettet fra: en.wikipedia.org.